Принят 05 января 2007 г.

 

1. В.А. Котов
ВИБРАЦИИ СОЛНЦА, ПЛУТОН И ДЕСЯТАЯ ПЛАНЕТА.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Многие астрономы нынче в большом недоумении и глубокой печали. Пражская Генеральная ассамблея МАС (2006 г.), поспешив формализовать определение планеты, исключила Плутон из их списка "за ненужностью". Но "плутонофилы", защищающие Плутон, не торопятся сдаваться, находя поддержку и утешение в твердой и последовательной позиции, например, журнала Sky and Telescope: "Не беспокойтесь по поводу нового определения `планеты'. Оно глупое и не проживет и более трех лет". Так сколько же планет сейчас в Солнечной системе?

В 1946 г. французский астроном Э.Савэ постулировал вибрации Солнца как целого с периодом P = 1/9 сут и "длиной волны" L = cP = 19.24 а.е., предсказав десятую планету на среднем расстоянии 4.0L ≈ 77.0 а.е. от Солнца (c - скорость света). В 1974 г. глобальные вибрации нашей звезды, и именно с периодом 1/9 сут, действительно были обнаружены. А недавно открыт и крупнейший объект пояса Койпера 2003 UB313, названный Эрис (в честь древнегреческой богини раздоров и спора) и имеющий большую полуось ≈ 3.5L ≈ 67.5 а.е. Мы приводим аргументы в пользу статуса Эрис как нашей десятой планеты: (а) объект крупнее и дальше от Солнца, чем Плутон, и (б) большая полуось Эрис хорошо согласуется с последовательностью планетных расстояний, вытекающей из резонанс-спектра размеров Солнечной системы (с "фундаментальным" масштабом L, и для всех 11 орбит, включая орбиты Плутона, Эрис и кольца астероидов). И указываем на ошибку Пражской ассамблеи, исключившей Плутон из разряда планет путем "незаконного" введения нового, весьма спорного, класса объектов - "карликовых планет". Ныне планет десять, а не восемь.

Сама же Солнечная система оказывается уникальным явлением Вселенной: в нашей системе все (известные сейчас) планеты расположены согласно почти-кратности их средних расстояний от Солнца, или больших полуосей, масштабу L/2π или L/2 - для внутренних и внешних орбит соответственно. Экзопланеты же, обнаруженные на орбитах вокруг других звезд Галактики, не показывают никакого пространственного резонанса. Пустыми и ненужными оказываются поэтому всякие разговоры о внеземных цивилизациях, межзвездной связи и поиске следов т.н. "астроинженерной деятельности"... А это заставляет серьезнее отнестись к антропному принципу, который по какой-то причине реализован в пределах нашей планетной системы. И он будет, наверное, скоро положен в основу новой теории образования Солнца и Солнечной системы, Земли и нашей цивилизации...


 

 

Принят 17 января 2007 г.

2. В.А. Котов
СОЛНЦЕ И ЮПИТЕР НАВСЕГДА...
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Физика Солнца ставит перед гелиосейсмологией высокие задачи: проникнуть в устройство глубоких солнечных недр и познать природу и динамику центрального ядра нашей звезды. Регулярные измерения глобальных пульсаций Солнца, ведущиеся в КрАО уже 33 года [1], показали, что в 1974 - 2006 гг. солнечная фотосфера пульсировала с двумя периодами: P0 = 160.0101(2) мин и P1 = 159.9656(4) мин (средние амплитуды изменений радиуса - примерно 2 км). Природа этого нового астрофизического феномена неизвестна.

Профили средних кривых пульсаций разные, что говорит о различии механизмов возбуждения. Гармоническая P0-пульсация имеет, по-видимому, космологическое происхождение, поскольку колебания с таким же периодом наблюдаются в вариациях светимости некоторых внегалактических объектов, а сам период не зависит от красного смещения. (Для ядра сейфертовской галактики NGC 4151, например, период колебаний составляет 160.0104(5) мин [2].) Негармоническая же пульсация P1 может быть обусловлена гипотетическим сверхбыстрым вращением компактного солнечного ядра (с сидерическим периодом, почти равным P1). Поразительно, что периоды двух странных пульсаций Солнца близки к 9-й гармонике среднесолнечных суток, а период их биений, PB = P0 P1 / (P0 - P1) = 399(4) сут, в пределах ошибки совпадает с синодическим периодом Юпитера (399 сут). Это ставит перед солнечной физикой новую, трудную задачу. Ибо совпадения не могут быть случайными [3]: "... развитие вообще всех материальных явлений происходит с необходимой закономерностью, которую можно было бы сравнить с ходом часов". Поведение Солнца очень похоже на ход некоего "хронометра наших небес"... Особый интерес вызывает "иррационально-мистическая" роль Юпитера, т.к. в доплеровских измерениях колебаний солнечной фотосферы не видна причина, которая привела бы к расщеплению пульсации на две, причем с периодом биения, равным синодическому периоду планеты-гиганта. Изучая P0- и P1-пульсации, мы заглядываем, наверное, в далекое прошлое Солнечной системы. И можем снять одновременно мистическую ауру, узнав что-то новое о судьбе и "предназначении" Солнца и нашей планетной системы. Ибо устройство других (экзо-) систем, обнаруженных к настоящему времени возле других звезд, очень непохоже на нашу: в них "горячие юпитеры" обращаются очень близко к своим родительским звездам. А родной Юпитер, как и другие наши планеты-гиганты, располагаются на высоких орбитах, - тогда как Земля и планеты земной группы - на низких орбитах, находясь под защитой Юпитера... "Существуют даже варианты `антропного принципа', утверждающие, что самим своим возникновением и развитием земная жизнь обязана Юпитеру" [4]. При объяснении P0-P1-пульсаций Солнца, резонансов и удивительных совпадений, - в частности, в системе Солнце-Юпитер-Земля, - теперь трудно обойтись, по-видимому, без антропного принципа. А также без современных представлений о нелокальных связях природы и нелокальных квантовых свойствах материи и света, - свойствах, дарованных нам Вселенной и доказанных на рубеже XXI века в земных лабораториях, - с их квантовой необратимостью и почти-идеалистическим торжеством [5,6].

Литература

1. Котов В.А., Ханейчук В.И., Цап Т.Т. // Изв. КрАО. 2007. Т. 104 (в печати).

2. Котов В.А., Лютый В.М., Меркулова Н.И. // Изв. КрАО. 2005. Т. 101. С. 74.

3. Эйнштейн А. // Собрание научных трудов. Т. 4. М.: Наука, 1967. С. 89.

4. Ксанфомалити Л. // Наука и жизнь. 2006. N. 12. С. 60.

5. Кадомцев Б.Б. // УФН. 2003. Т. 173. С. 1221.

6. Попов М.А. // УФН. 2003. Т. 173. С. 1382.Принят 25 апреля 2007 г.


 

Принят 12 февраля 2007 г.

3. В.А. Котов1, В.М. Лютый2
СОЛНЦЕ, ЯДРО ГАЛАКТИКИ NGC 4151 И АБСОЛЮТНЫЕ ЧАСЫ КОСМОСА.
1 НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409
2 Крымская лаборатория ГАИШ МГУ, Москва Научный, Крым 298409

В XX веке ОТО решительно провозгласила окончательный отход от "абсолютных" понятий пространства и времени. Последние утратили независимость от мира материальных тел и гравитации, совокупности явлений и событий. В результате, казалось бы, само понятие "абсолютного времени" - в духе Ньютона - навсегда покинуло нас... Мы рассмотрели измерения быстрых, в течение ночи, вариаций блеска ядра сейфертовской галактики NGC 4151, выполненные в 1968 - 2005 гг. разными наблюдателями (в основном одним из авторов - В. Л.). И показали, что на протяжении всех 38 лет блеск этого внегалактического объекта изменялся с периодом 9600.64(4) с, известным также как период "таинственных" глобальных вибраций Солнца, P = 9600.61(1) с. Более того, оказалось, что при регистрации P-колебаний NGC 4151 моменты наблюдений следует приводить не к Солнцу, как это обычно делается при исследовании короткопериодической переменности, а к Земле, т.е. к системе отсчета наблюдателя. Вибрация P, таким образом, характеризуется инвариантностью частоты и фазы по отношению к красному смещению z и орбитальному движению Земли соответственно.

Это доказывает космологическое происхождение "когерентного космического колебания" P. Мы полагаем, что при измерении светового потока NGC 4151 осуществляется мгновенная нелокальная связь "источник - фотон - прибор", с мировой константой P, не зависящей от скорости источника / приемника (аналогично скорости света в СТО). Сам же период P представляет собой, по-видимому, ход неких "космических часов", связанных с существованием "идеального" (абсолютного) времени Вселенной. Конечно, такой вывод противоречит теории относительности и космологии XX в., но соответствует пониманию природы Ньютоном, с его абсолютным временем: "Абсолютное, истинное и математическое время само по себе и по самой своей сущности, без всякого отношения к чему-либо внешнему, протекает равномерно и иначе называется длительностью."


 

Принят 25 апреля 2007 г.

4. В.А. Романов, Д.В. Романов, К.В. Романов, И.В. Семенов
ИССЛЕДОВАНИЕ УСТОЙЧИВОСТИ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ В КОНВЕКТИВНОЙ ЗОНЕ И ЗОНЕ ДИНАМО НА СОЛНЦЕ
Красноярский институт железнодорожного транспорта, 660028, Россия, Красноярск, ул. Ладо Кецховели, 89, КрИЖТ ИрГУПС.

В приближении модели недиссипативной магнитной газовой динамики [1] исследуется линейная устойчивость магнитного поля в конвективной зоне и зоне лучистого переноса [2] с учетом начального вращения кольца для определения влияния собственного углового момента трубки на устойчивость поля. Угловой момент может быть приобретен как при зарождении Солнца, так и вследствие взаимодействия кольца со средой при наличии дифференциального вращения [3]. В работе показано, что это единственный фактор стабилизации неустойчивости соскальзывания магнитного кольца к полюсам под действием силы натяжения [4,5].

В рамках представленной модели возможно описание альфвеновской и медленной магнитозвуковых волн [1,6] . Исследуется спектр колебаний магнитного поля в зависимости от напряженности и глубины расположения трубки в конвективной зоне. Результаты расчетов допускают сравнение с наблюдательными данными по спектру глобальных осцилляций Солнца [7].

Литература

1. Alekseenko S.V., Dudnikova G.I., Romanov V.A., Romanov D.V., Romanov K.V.. Magnetic field instabilities in the Solar convective zone. // Rus. J. Eng. Thermophys.. 2000. V.10. P.243-262.

2. Северный А.Б.. Некоторые проблемы физики Солнца. // М.: Наука. 1988. 220 с..

3. Christensen-Dalsgaard J., Dappen W., Ajukov S.V., Anderson E.R., ets. . The current state of Solar modeling . // Science. 1996. V. 272. P. 1286.

4. Ferriz-Mas A., Schussler M. On the stability of toroidal magnetic flux tube in a rotating star // Astrophys. J. 1994. V. 433. P. 852-866.

5. Van Ballegooijen A.A. On the stability of toroidal flux tubes in differentially rotating stars. // ASTRON. Astrophys. 1983. V. 118. P. 275-284.

6. Alekseenko S.V., Dudnikova G.I., Romanov V.A., Romanov D.V., Romanov K.V., Semeonov I.V. Development of slow wave instability of a thin magnetic tube located inside the Dynamo zone of the Sun // Intern. Conf. on the methods of aerophysical research. 2004. V. IV. P. 15 - 19.

7. Котов В.А., Северный А.Б., Цап Т.Т.. Исследование глобальных колебаний Солнца. II. Результаты наблюдений в 1974-1980 гг., их анализ и некоторые выводы. // Изв. Крымской астрофиз. Обс. 1983. Т. 66. С. 3-71.


 

Принят 07 мая 2007 г.

5. К.И. Никольская
ЗАГАДКИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
Инстититут земного магнитизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, 142192. Российская федерация, Московская обл., г.Троицк e-mail: knikol@izmiran.troitsk.ru

Одна из загадок солнечного ветра – скорости плазменных истечений.

Представлены результаты анализа скоростей внеэклиптического солнечного ветра по данным КА Ulysses. Период наблюдений 1991-2007 гг.охватывает 2.5 оборота КА вокруг Солнца, 1.5 цикла активности (2 мин. и 1 макс.), два прохода Ulysses над южным полюсом Солнца (в мин.) и один над северным (макс). Использовались также XUV – изображения короны (Yohko, SOHO/EIT), магнитограммы диска Солнца, разультаты IPS-зондирования потоков СВ в высокоширотной внутренней гелиосфере.

Обобщение:1). Высокоскоростной СВ со стабильной скоростью 750 км/с ± 50 км/с – имманентное явление “фонового” Солнца - спокойного Солнца без сильных замкнутых магнитных полей активных областей;

2). в эпохи низкой активности медленный СВ (V<500 км/с) наблюдается только над узкой полосой гелиоширот (± 20°) над поясом стримеров;

3).В эпохи высокой активности в стационарном СВ доминируют медленные потоки V<500км/с; высокоскоростные потоки 500-750 км/с ассоциируются только со среднеширотными и приэкваториальными корональными дырами, с открытыми магнитными конфигурациям между АО или их скоплениями.

Заключение: Солнечный ветер рождается в виде высокоскоростных потоков плазмы, которые при движении от Солнца взаимодействуют с магнитными полями: первичные потоки почти без потерь скорости преодолевают слабые магнитные поля спокойного Солнца и уходят в гелиосферу как быстрый СВ; первичные потоки, захваченные сильными биполярными магнитными полями, образуют корональные структуры АО и пояса стримеров и медленный СВ. Таким образом, магнитные поля Солнца регулируют выход плазменных потоков в гелиосферу.

Обсуждаются аргументы в пользу гипотезы о формировании высокоскоростных потоков СВ на или вблизи поверхности фотосферы.


 

Принят 08 мая 2007 г.

6. А.Н. Шаховская1, М.А. Лившиц2
КОРОТКИЕ И ДЛИТЕЛЬНЫЕ МОЩНЫЕ ВСПЫШКИ НА СОЛНЦЕ И АССОЦИИРОВАННЫЕ С НИМИ СМЕ.
1 НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409
2ИЗМИРАН, г.Тоицк Московская область


По многолетним наблюдения спутников GOES, существует большая база данных наблюдения солнечных вспышек в мягком рентгене, их временной профиль можно с уверенностью разделить на класса - длительные события с постэруптивной фазой или LDE , и короткие импульсные вспышки. В данной работе прослеживается связь между длительностью вспышки в мягком рентгене и характером коронального выброса массы, наблюдаемого коронографом LASCO-SOHO. Показано, что для LDE вспышек характерен яркий корональный выброс в широком телесном угле типа гало, для импульсных же событийнапротив - выброс отличается малой яркостью и более узким телесным углом. Обсуждаются возможные причины такой зависимости.


 

Принят 15 мая 2007 г.

7.  Л.Л. Лазутин
СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ И МАГНИТОСФЕРНЫЕ СУББУРИ: СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ.
НИИЯФ МГУ

В докладе проводится сравнение взрывных процессов на Солнце и в земной магнитосфере. Из множества проявлений магнитосферной активности аналогом солнечных вспышек являются процессы магнитосферной суббури, а в более узком смысле - взрывное начало (onset) активной фазы суббури и последующие вспышечные активизации. По целому ряду эффектов солнечных вспышек и суббуревых активизаций можно установить прямое соответствие. К ним относятся ускорение энергичных частиц, протонов и электронов, оптическая вспышка, в магнитосфере - брейкап (breakup) в полярных сияниях, всплески рентгеновского излучения и ряд других процессов. Теоретические модели солнечных вспышек и взрывного начала магнитосферной суббури также имеют значительное сходство, удивительное для столь разных пространственных масштабов, величине и структуре магнитных полей и прочих параметров среды.


 

Принят 15 мая 2007 г.

8.  Н.И. Лозицкая 1, В.М. Малащук2, Н.Н. Степанян2
РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЯ БЫСТРЫХ ИЗМЕНЕНИЙ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА ПО ДАННЫМ ОДНОВРЕМЕННЫХ ИЗМЕРЕНИЙ В КАО И КРАО.
1Астрономическая обсерватория КНУ
2НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Выполнены одновременные визуальные измерения магнитного поля крупного солнечного пятна S-полярности активной области NOAA 10953 в двух обсерваториях - Астрономической обсерватории Киевского национального университета (КАО) и НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория" (КрАО). 27-28 апреля проведено около 600 измерений, из них 112 сделаны одновременно с точностью до минуты. Хотя характеристики инструментов, погодные условия двух пунктов и спектральные линии, в которых измерялся зееман-эффект, разные, коэффициент корреляции между измеренными напряженностями равен 0.42, достоверность связи двух рядов одновременных измерений превышает 90%. При временном сдвиге на 1-3 минуты коэффициент корреляции не превышает 0.19, связь недостоверна. Это свидетельствует о том, что действительно происходят быстрые изменения магнитного поля пятна.

При использовании спектрального Фурье-анализа, автокорреляционного и вейвлет-анализа выявлен квазипериодический характер колебаний магнитного поля. Наблюдаются периоды от 5 мин до 1 часа, можно выделить несколько мод колебаний.

В первые 40 мин наблюдений в КрАО 28 апреля хорошо видны 6-минутные колебания, по наблюдениям в КАО такие колебания видны менее четко, но на протяжении всего времени наблюдений. Совместный 3-часовый ряд данных обеих обсерваторий показывает одновременное существование нескольких мод колебаний с варьирующими периодами.

При увеличении величины среднего за день магнитного поля на 1 сТл амплитуда 6-7 мин колебаний уменьшилась на такую же величину. Ежеминутных визуальный измерений магнитного поля солнечных пятен до сих пор не проводили, поэтому в литературе 10-20 минутные колебания магнитного поля солнечных пятен не описаны. Характерной их чертой оказалась большая амплитуда, около 2-5 сТл


 

Принят 21 мая 2007 г.

9.  О.С. Гопасюк, С.И. Гопасюк
О ВОЗМОЖНОСТИ ИССЛЕДОВАНИЯ СТРУКТУРЫ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ПОДФОТОСФЕРНЫХ СЛОЯХ СОЛНЦА ПО НАБЛЮДЕНИЯМ КРУТИЛЬНЫХ КОЛЕБАНИЙ ПЯТЕН.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Разработан метод, позволяющий исследовать магнитные структуры в подфотосферных слоях Солнца. Метод основан на наблюдательных результатах о крутильных колебаниях одиночных пятен. Характеристики крутильных колебаний были получены из наблюдений продольного магнитного поля и лучевых скоростей семи одиночных пятен в фотосферной линии FeI 5253. Период колебаний тени составил 2.2 - 7.1 суток. Колебания азимутальной составляющей скорости опережают по фазе колебания всех других составляющих обоих векторов. Период колебаний увеличивается с ростом широты пятна. Определены параметры самих крутильных колебаний и магнитных трубок в глубоких слоях. Радиус сечения магнитной силовой трубки, образующей пятно, наибольший у поверхности Солнца и примерно равен радиусу тени пятна. С переходом в глубокие слои он довольно быстро убывает. Продольный электрический ток, появляющийся в магнитной трубке, меняется и по величине и по направлению. Характерное время изменения тока определяется периодом крутильных колебаний. Плотность тока и напряженность продольного магнитного поля в трубке увеличиваются с глубиной в соответствии с уменьшением сечения магнитной трубки. Средняя по длине магнитной трубки альвеновская скорость в десятки и сотни раз меньше этой же скорости в тени пятна и уменьшается с увеличением периода колебаний. Уменьшение альвеновской скорости ведет к увеличению угла закручивания силовых линий поля.


 

Принят 21 мая 2007 г.

10.  Н.Л. Крусанова, И.С. Ким
О ЦВЕТЕ СТРУКТУР "БЕЛОЙ" КОРОНЫ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ ПОЛНОГО СОЛНЕЧНОГО ЗАТМЕНИЯ 29 МАРТА 2006 Г.
ГАИШ МГУ

 

Анализируется возможность визуализации в оптическом диапазоне спектра направленных потоков электронов во внутренних областях K-короны, излучение которой, согласно теории, обусловлено томсоновским рассеянием на свободных электронах, движущихся хаотично с тепловыми скоростями. Реальная корона чрезвычайно структурна. Наблюдения в коротковолновом и радиодиапазонах спектра свидетельствуют о потоках электронов, имеющих значительные скорости. В нерелятивистском приближении можно ожидать смещение рассеянного спектра в зависимости от скорости и направления движения, обусловленное эффектом Доплера. Такие смещения, по нашим расчетам, можно обнаружить широкополосной фильтровой регистрацией в синем и красном оптическом континууме. Интегральная интенсивность рассчитывалась по формуле:

, где функция Планка для температуры T=5800 K, отнесенная к единичному интервалу длин волн, соответствует длине волны спектра фотосферы, рассеиваемого электроном, u - скорость электрона.

Определения цвета структур “белой” короны проведены на основе наблюдательного материала, полученного на Кавказе (цветные позитивы солнечной короны) и в Ливии (серия RGB изображений короны, полученных через поляроид на цифровую камеру). Для синей и красной областей спектра рассчитывался инструментальный фон, обусловленный дифракцией на входной апертуре объектива. Вводился относительный показатель цвета с= Ired/Iblue. Предполагалось, что цвет внутренней короны над южной полярной областью, не отягощенный вкладом активных областей и излучением в , близок к цвету спокойных областей центра диска Солнца: с=1. Двумерные распределение отнормированного относительного показателя цвета С в картинной плоскости, построенные для с=1 в полярной щеточке и с=1 в области между щеточками позволяют сделать следующие выводы:

  • в целом распределение С трассирует структуры “белой” короны;
  • преимущественное “посинение” наблюдается в структурах вблизи лимба;
  • с удалением от Солнца на всех позиционных углах регистрируется относительное “покраснение”;
  • цвет внутри полярной щеточки более “синий”, чем в окружающей короне;
  • однородное “красное” гало ориентировано симметрично относительно гелиомагнитного экватора.

Работа поддержана грантом № 05-02-17877 РФФИ.


 

Принят 24 мая 2007 г.

11.  Ю.Ф. Юровский
НАНОВСПЫШКИ И СПЕКТР ВСПЛЕСКОВ СОЛНЕЧНЫХ ШУМОВЫХ БУРЬ.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Спектральный анализ флуктуаций радиоизлучения шумовых бурь (ШБ) по нашим наблюдениям и по наблюдениям, опубликованным в литературе, показал, что спектр любой ШБ не плоский, а гиперболический, и удовлетворительно описывается выражением G(F)~с/F. Спектр монотонный, не содержит компонент, превышающих уровень статистических флуктуаций, т.е. результаты наблюдений не выявляют наличие устойчивых периодических или резонансных свойств источника излучения. В связи с этим оказывается, что общепринятое предположение об образовании ШБ из кратковременных всплесков I типа противоречит наблюдениям, так как спектр суммы кратковременных импульсов плоский, а в реальных ШБ суммарная энергия всех коротких всплесков длительностью порядка секунды составляет лишь 3-5% полной энергии всплескового компонента. Остальные 95% энергии излучаются в виде долгоживущих всплесков продолжительностью от 1-2 до 300 с. Перечисленные свойства шумовых бурь не согласуются с гипотезой их излучения в результате действия нановспышек, так как выделение основной части энергии в виде импульсов продолжительностью более 10 с значительно превышает время существования событий, именуемых нановспышками.


 

Принят 24 мая 2007 г.

12.  Ю.Ф. Юровский, Ю.Ю. Юровский
ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОСТЬ ИЗЛУЧЕНИЯ И ЭНЕРГИЯ ИМПУЛЬСОВ СОЛНЕЧНЫХ ШУМОВЫХ БУРЬ.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Описан алгоритм разложения случайного сигнала на импульсы и вычисление распределения их длительности, суммарного времени существования, энергии и мощности. Анализ свойств солнечных шумовых бурь (ШБ) с помощью этого алгоритма показал, что распределение длительности обратно пропорционально квадрату продолжительности всплесков. Максимум распределения соответствует граничной длительности импульсов 0.4-0.6 с, которые может генерировать источник (механизм) излучения на частоте 300 МГц. Ординаты распределения длительности пропорциональны средней частоте повторения импульсов. Суммарное время существования всех коротких всплесков ШБ приблизительно равно суммарному времени существования всплесков любой другой длительности. Энергия, заключенная во всех коротких всплесках длительностью 0.2-0.4 с, в 5 раз меньше энергии более длинных всплесков и составляет лишь около 2% энергии всех всплесков, длительность которых лежит в диапазоне 0.4-4.0 с. Мощность всплесков ШБ увеличивается по мере роста их длительности от 0.2 до 1.2 с, достигает установившегося значения при длительности 1.2-1.4 с и далее остается почти неизменной и максимальной до конца изученного диапазона 300 с. "Цепочки" всплесков, между которыми интенсивность не опускается до фонового уровня, могут представлять собой наложение коротких всплесков на один более длинный.

Таким образом, традиционное представление всплескового компонента ШБ в виде импульсов произвольной длительности и измерение заключенной в них энергии не подтверждает распространенное мнение о том, что ШБ состоит из кратковременных всплесков I типа. Обнаруженная независимость энергии всплесков от их длительности позволяет откорректировать те гипотезы происхождения ШБ, механизмы излучения которых способны генерировать долгоживущие всплески.


 

Принят 24 мая 2007 г.

13.  Ю.Ф. Юровский
ФЛУКТУАЦИИ ИНТЕНСИВНОСТИ ШУМОВЫХ БУРЬ ИЗ-ЗА СЛУЧАЙНОЙ РЕФРАКЦИИ РАДИОВОЛН В КОРОНЕ.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Общепризнанный факт рассеяния радиоволн на неоднородностях электронной плотности короны неизбежно сопровождается возникновением флуктуаций интенсивности рассеянного сигнала. Согласно выводам теории вероятности распределение интенсивности рассеянного сигнала описывается экспоненциальным законом. Вычисленное по результатам наблюдений эмпирическое распределение интенсивности большинства шумовых бурь также удовлетворительно описывается экспоненциальным законом. Перечисленные факты свидетельствуют в пользу справедливости гипотезы образования всплескового компонента шумовых бурь в результате рассеяния радиоизлучения точечного источника квазипостоянного уровня на неоднородностях короны.


 

Принят 24 мая 2007 г.

14.  Ю.Ф. Юровский
НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО ЗАТМЕНИЯ 29 МАРТА 2006 Г НА ВОЛНЕ 1 М.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Наблюдения затмения 29 марта 2006 г, проведенные в Лаборатории радиоастрономии НИИ КрАО показали, что радиорадиус Солнца в направлении I-го контакта в период минимума солнечной активности между 23-м и 24-м циклами на волне 1 м составлял Rd=1.12 R¤. Яркостная температура невозмущенных участков диска Солнца была равна Тd=(0.6 ± 0.06)106 К.  Над группой пятен NOAA 0865 существовал источник шумовой бури, яркое ядро которого имело размер 1.3¢ и яркостную температуру Tb=16 106 К. Всплески шумовой бури излучались из области яркого ядра над группой NOAA 0865 и отсутствовали в течение его покрытия диском Луны. Над восточной лимбовой группой пятен NOAA 0866 во время затмения наблюдалось тепловое излучение корональной конденсации с яркостной температурой (1-2)106 К,  выходившее за пределы видимого солнечного диска на 2.7¢.  Яркое ядро в этом лимбовом источнике появилось через 42 минуты после окончания затмения и продолжало существовать в последующие дни, что, возможно, свидетельствует о моменте его выхода из-за радиогоризонта, образованного регулярной рефракцией радиоволн в короне. Путем сравнения с наблюдениями на более короткой волне 12 см измерено рефракционное смещение, величина которого 0.96¢ близка к расчетному значению 0.8¢, что подтверждает справедливость теории теплового радиоизлучения короны.


 

Принят 29 мая 2007 г.

15.  И.В. Алексеева, И.С. Ким, Н.Л. Крусанова, В.В. Попов
О ПОЛЯРИЗАЦИОННЫХ ИССЛЕДОВАНИЯХ ПРОТУБЕРАНЦЕВ В ОПТИЧЕСКОМ ДИАПАЗОНЕ СПЕКТРА.
    Государственный астрономический ин-т им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова Университетский пр-т 13, Москва 119992, Россия

 

На примере протуберанцев обсуждается проблема регистрации "слабых" магнитных полей "слабых" объектов, локализованных вблизи ярких. Приводится количественный анализ "зашумленности" полезного сигнала при регистрации I, U, Q, V-параметров Стокса в эмиссионных линях протуберанцев, хорошо известной наблюдателям и обусловленной, в основном, инструментальным фоном, фоном неба и шумами регистрирующего узла. Расчеты инструментального фона в линии Ha в первичной фокальной плоскости, обусловленного дифракцией на входной апертуре первичной оптики, показывают, что на высотах < 500 (0.05 радиусов Солнца - характерная максимальная наблюдаемая высота спокойных протуберанцев) этот фон > 8.6× 10-4 Io для апертуры 10 см и > 1.7× 10-4 Io – для 50 см, где Io – интенсивность центра диска спокойных областей Солнца в континууме вблизи линии Ha . Для сравнения, фон ясного неба вблизи лимба Солнца составляет (10-4 - 10-3) Io на уровне моря и 5× 10-5 Io на высоте >2500 м.

Для идеально гладкой первичной оптики с апертурой 50 см выполнены оценки верхнего предела допустимого уровня шума при регистрации V- параметра Стокса с отношением “сигнал/шум” = 6 в очень ярких Ha -протуберанцах (Ip = 10-1Io).

  • Получено, что для магнитных полей 50-100 Гс шум должен быть < (3-6)× 10-4 Io, что сопоставимо с яркостью ясного неба на уровне моря и инструментальным фоном 50-см телескопа. Следовательно, при благоприятных обстоятельствах (ясное небо, минимальная инструментальная поляризация) прецизионные поляриметры могут обеспечить успешную регистрацию, что и было продемонстрировано в пионерских исследованиях Зирина и Северного (1961) и Иошпы (1962).
  • При регистрации продольного магнитного поля 10 Гс шум должен быть < 7× 10-5Io, что значительно ниже фона неба на уровне моря и инструментального фона. Только коронографический метод Лио, на практике приводящий к снижению инструментального фона на 1-1.5 порядка, в сочетании с прецизионным поляриметром обеспечит успешную регистрацию V- параметра Стокса на высокогорных обсерваториях (циклы работ американских, советских и французских астрономов).

Очевидно, что уверенная внезатменная регистрация V- параметра Стокса (круговая поляризация) в эмиссионных линиях спокойных протуберанцев должна выполняться с коронографами с апертурой > 50 cм. Менее “жесткие” условия надежной регистрации I, U, Q - параметров Стокса (линейная поляризация) позволяют проводить успешные поляризационные наблюдения с портативными коронографами во время полных солнечных затмений.

Работа выполнена в рамках гранта № 05-02-17877 РФФИ.


 

Принят 29 мая 2007 г.

16.  В.В. Токий1, В.М. Ефименко2, Н.В. Токий1
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ, ИНДУЦИРУЕМЫЕ ГОРИЗОНТАЛЬНЫМИ ПРИЛИВНЫМИ СИЛАМИ, В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ.
1Донецкий Физико-Технический Институт НАНУ им. А.А. Галкина, г. Донецк, Украина,
2Астрономическая обсерватория КНУ имени Тараса Шевченко, г. Киев, Украина

В работе Вебера и Дэвиса [1] магнитное поле у основания короны считалось монопольным. Такое задание поля не адекватно реальности, но лишь оно совместимо с точными решениями для сферически-симметричного стационарного расширения короны [2]. Цель настоящей работы состояла в том, чтобы описать влияние гравитационного возмущения, обусловленного движением планет и вращением Солнца, на изменения компонент общего магнитного поля короны в рамках модели Вебера и Дэвиса.

В рамках изотермического приближения получена линеаризованная по возмущениям, вызванным приливными силами, система пяти уравнений, включающая уравнения: непрерывности, движения, состояния и Максвелла.

Исследованы периодические полусуточные решения, принимающие во внимание и гравитационные, и магнитные поля, для возмущения, вызванного планетами.

Получены аналитические зависимости возмущений радиальных и азимутальных компонент магнитного поля в экваториальной плоскости солнечной короны от времени, расстояния до центра Солнца, гелиографической долготы, концентрации плазмы, скорости солнечного ветра и характеристик планеты (массы, расстояния до Солнца и гелиоцентрического склонения).

,               

где Ω - угловая скорость вращения Солнца, δj и Mj - гелиоцентрическое склонение и масса  j-планеты соответственно; rS j – расстояние от Солнца до j-планеты, G – гравитационная постоянная, rA радиус Альвена, rc и uc параметры критической точки Паркера.

[1] Weber E.J., Davis L. The angular momentum of the solar wind // Astrophys. J. 1967. V. 148. P. 217-227.

[2] Хундхаузен А. Расширение короны и солнечный ветер. 1976. М. Мир. 302 с


 

Принят 29 мая 2007 г.

17.  В.В. Токий1, В.М. Ефименко2, Н.В. Токий1
ВОЗМУЩЕНИЯ ПЛАЗМЫ, ИНДУЦИРУЕМЫЕ ГОРИЗОНТАЛЬНЫМИ ПРИЛИВНЫМИ СИЛАМИ, В ЭКВАТОРИАЛЬНОЙ ПЛОСКОСТИ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ.
1Донецкий Физико-Технический Институт НАНУ им. А.А. Галкина, г. Донецк, Украина,
2Астрономическая обсерватория КНУ имени Тараса Шевченко, г. Киев, Украина

В нашей работе [1] описано влияние гравитационного возмущения на изменения параметров плазменного слоя при действии горизонтальных приливных сил, нарушающих сферическую симметричность и стационарность, но без учета магнитных полей. Поэтому цель настоящей работы состояла в том, чтобы описать влияние гравитационного возмущения на изменения параметров плазменного слоя при наличии общего магнитного поля.

В рамках модели Вебера и Девиса в невозмущенной приливными силами задаче рассматривалось взаимодействие между идеально проводящим солнечным ветром и магнитным полем, в предположении, что составляющие вектора магнитного поля и скорости плазмы в сферической системе координат в экваториальной плоскости имеют только радиальную и азиамутальную составляющие и зависят только от r.

Исследованы периодические полусуточные решения, принимающие во внимание и гравитационные, и магнитные поля, для возмущения, вызванного планетами. Получены зависимости возмущений концентрации плазмы, а так же радиальных и азимутальных компонент скорости солнечного ветра от времени t, расстояния от центра Солнца r и гелиографической долготы φ. Так например, возмущение скорости солнечного ветра на расстоянии Альвеновского радиуса будут описываться следующими выражениями:

,       

 где Ω - угловая скорость вращения Солнца, δj и Mj - гелиоцентрическое склонение и масса j-планеты соответственно; rS j - расстояние от Солнца до j-планеты, G - гравитационная постоянная, rA - радиус Альвена, rc и uc - параметры критической точки Паркера.

Численные оценки показывают, что учет общего магнитного поля усиливает амплитуду приливных колебаний концентрации плазмы на несколько порядков по сравнению с результатами работы [1], в которой не учитывалось магнитное поле Солнца.

[1] В.В.Токий, В.М. Ефименко, Н.В. Токий. 2006, Изв. Крымской Астрофиз. Обс. 103, 51-59


 

Принят 29 мая 2007 г.

18.  Д.Н. Рачковский
ЭФФЕКТ ХАНЛЕ В ТУРБУЛЕНТНОМ МАГНИТНОМ ПОЛЕ.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Рассмотрены некоторые варианты фазовой матрицы в турбулентном магнитном поле. Падающее и рассеянное излучения соответствуют наблюдениям на лимбе Солнца. Распределение магнитного поля представлено в виде эллипсоида вращения, ориентированного вдоль некоторого преимущественного направления.

Показано, что линейная поляризация слабо зависит от ориентации эллипсоида. Рассмотрен вариант распределения магнитного поля ортогонального нормали к поверхности атмосферы .Показано, что фазовая матрица, проинтегрированая по азимуту, может быть представлена в виде призведения двух матиц, одна из которых обычная резонансная, а другая зависит только от величины магнитного поля. Этот вариант фазовой матицы удобно использовать в уравнениях переноса излучения.


 

Принят 30 мая 2007 г.

19.  В.В. Низовцев
О ВИХРЕВОЙ ПРИРОДЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА И ЕГО ОБРАЩЕНИИ.
Московский государственный университет имени М.В.Ломоносова

Рассмотренная ранее модель вихревого привода обращения планет и вращения Солнца позволяет вскрыть физическую природу магнитного поля Солнца и кинематические причины обращения его полярности. За глобальное магнитное поле Солнца ответственны течения в приосевой зоне вихря. Смещение Солнца в теле вихря (относительно барицентра системы) приводит к изменению направления течений в системе отсчёта, связанной с Солнцем. С приближением Солнца к барицентру магнитное поле имеет одну полярность, с удалением от центра - другую. Как и на Земле, магнитное поле на Солнце не связано с наличием электрического тока. Развиваемый подход позволяет понять природу и мелкомасштабных полей


 

Принят 30 мая 2007 г.

20.  L. Biktash
THE SOLAR WIND CONTROL OF THE IONOSPHERE DYNAMICS DURING GEOMAGNETIC STORMS.
                             Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation of Russian Acad. Sciences (IZMIRAN), Russia (lsizova@izmiran.ru / Phone: +7-495-334-0903)

We examine ionosphere response to illustrate what kind of solar wind parameters during the geomagnetic storms leads to short-term variations of the critical frequency foF2 and virtual height at the Earth ionosphere from the auroral zone to the equator. Because model simulations as disturbed ionospheric wind dynamo do not allow explaining a significant part of the experimental data, additional investigations of the ionospheric characteristics are required to clear up the origin of the short-term equatorial ionospheric variations. The critical frequency foF2 and virtual heights h'F observed by the ionosondes are good indicators of the true layer heights and electron concentration and may provide information about the equatorial ionosphere dynamics. During disturbed space weather conditions the magnetospheric electric fields disturb the auroral ionosphere forming auroral electrojets and by the high-latitude electric field and termospheric disturbances penetrate to the equatorial ionosphere. That is the reason the equatorial ionospheric electric field variations like geomagnetic variations are complex and result of superposition of different disturbing agents. However, the equatorial ionosphere has been assumed to be free from the influence of the auroral electric fields. We analyze 5-min ionospheric data using the first Western Pacific Ionosphere Campaign (1998 - 1999) observations, 5-min interplanetary magnetic field (IMF) and 5-min auroral electrojets data during a geomagnetic storm. The ionospheric 5-min variations at the equatorial stations which allow calculating in detail time delays of the auroral and equatorial ionospheric phenomena are scantily known. These data have demonstrated that the auroral and the equatorial ionospheric phenomena are developed practically simultaneously. Hourly average of the ionospheric foF2 and h'F variations at near equatorial stations during a similar storm show the same behavior but there is a problem to accurately find the time delay between different events. We suppose that these ionospheric phenomena are due space weather conditions and interaction between electric fields of the auroral and the equatorial ionosphere during geomagnetic storms. It is shown that the low-latitude ionosphere dynamics during these storms was defined by the southward direction of the Bz-component of the interplanetary magnetic field. A southward IMF produces the Region 1 and Region 2 the field-aligned currents (FAC) and polar electrojet current systems. We assume that the short-term ionospheric variations during geomagnetic storms can be explained mainly by the electric field of the FAC. The electric fields of the field-aligned currents can penetrate throughout the mid-latitude ionosphere to the equator and may serve as a coupling agent between the auroral and the equatorial ionosphere. The equatorial ionosphere has often been neglected and only the auroral ionosphere had been taken into account when considering the solar wind -ionosphere coupling. Therefore the coupling between high and low latitude ionosphere is the least understood aspect of this problem. In recent years one can observe a revived interest on the equatorial ionosphere because as polar the polar ionosphere it produces serious problems in communication and navigation systems during of geomagnetic disturbances and storms. Because of its high conductivity, the equatorial ionosphere in the region confined between ±20 magnetic dip latitudes is very sensitive to variations of electric field due to several effects including magnetospheric convection, ionospheric dynamo disturbance, and various kinds of wave disturbances. So, from the practical point of view, the relationships between the solar wind and the ionospheric parameters can be used for prediction of different ionospheric phenomena. For example, the changes of the ionosphere height may serve as a good measure for predictions of the spread F or intense ionospheric scintillations.


 

Принят 30 мая 2007 г.

21.  L. Biktash
THE SOLAR WIND ENERGY INPUT RATE AND RECOVERY OF THE MAGNETOSPHERIC RING CURRENT DURING THE TWO LAST SOLAR CYCLES.
                         IZMIRAN, 142190, Moscow Region, Troitsk, Russia; e-mail: lsizova@izmiran.rssi.ru

This study presents the recent results of our calculations of the solar wind energy input rate to the magnetospheric ring current in the main phase of magnetic storms. Simulation of Dst index on the basis of the solar wind rate energy input to the ring current and the adjustment for the solar wind dynamic pressure with the exponential decay rate of the ring current has more than thirty year-old history. The key elements of the models were reanalyzed in numerous works and a lot of Dst-index calculations were carried out. The differences between the calculated and observed Dst values in these models may be accounted to all key elements of the models. In this study the main element of the model - the rate of energy input to the ring current is analyzed. For this purpose we continued studying the solar wind parameters during the two last solar cycles. We looked for the acceptable geomagnetic storms and intervals for calculation of the solar wind energy input rate function to the ring current. Intense solar and geomagnetic activity that had occurred on October- November 2003 and on July and November 2004 allowed us to find the acceptable intervals for the wide range of the solar wind electric field more than 30 mV/m. It should be noted that previous calculations were carried out from 0.2 mV/m to 16 mV/m of the solar wind electric field values. Furthermore, there were a lot of small geomagnetic storms during the 22 and 23 solar cycles to correct of injection function for small geomagnetic storms. These calculations show us that the relationship between rate change of the ring current and Ey-component of the solar wind remains linearly proportional for great Ey values as in the case of small storms. From this result it is evident that there is no need to use complex nonlinear models for calculation of hourly Dst index. We present the simplest algorithm for calculation the Dst-variations in order to facilitate problem of users and for the quick estimation of Dst-index from the solar wind data directly. The algorithm arises from the fact that energy input to the ring-current is proportional to the Y-component of the solar wind electric field and from our physical regularities for the ring current obtained earlier. Calculations of the Dst variations on the basis of the algorithm for the geomagnetic storms of different intensity were carried out.


 

Принят 30 мая 2007 г.

22.  Л.В. Границкий1, А.Н. Борисевич2, Е.Б. Никитина1
ВОЗМУЩЕНИЯ ПЛАЗМЫ, ИНДУЦИРУЕМЫЕ ГОРИЗОНТАЛЬНЫМИ ПРИЛИВНЫМИ СИЛАМИ, В ЭКВАТОРИАЛЬНОЙ ПЛОСКОСТИ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ.
1Сибирский Федеральный Университет, Институт естественных и гуманитарных наук,
2Сибирский филиал ФГУ ВНИИ ГОЧС, г. Красноярск

В данной работе изучались вариации плотности верхней атмосферы, отражающиеся на величине торможения и форме орбит искусственных спутников Земли. Рассматривались данные радиолокационных измерений параметров орбит, полученные системой NORAD (North American Aerospace Defense Command) c 1975 по 2005г.

Из рассмотрения были исключены ИСЗ по следующим признакам:

1. Ряды измерений с длительностью менее 11-летнего цикла солнечной активности;

2. Большой эксцентриситет (оставлены ИСЗ с близкими к круговым орбитами с разницей апогея и перигея не более 30 км);

3. Не попадающие в интервал высот от 600 до 1100 км (выше 1100 км атмосфера практически не влияет на движение ИСЗ, ниже 600 км время жизни спутника меньше периода солнечной активности);

4. С признаками искусственной коррекция орбиты в период эксплуатации;

Для каждого из 38 отобранных таким образом спутников вычислены изменения апогейных и перигейных высот орбит с 1994 по 2004гг. (один цикл Солнечной активности). Найдена значимая корреляционная связь рядов торможения ИСЗ и чисел Вольфа, коэффициент корреляции 0,72 ± 0,05.

Для нахождения физических причин влияющих на плотность данного слоя Земной атмосферы, были взяты ряды данных Солнечных космических лучей (протоны с энергией > 1 МэВ измеряемые серией геостационарных спутников GOES) и Солнечный ветер (протоны с энергией ~104 эВ, измеряемые спутником АСЕ в 1й либрационной точке в 1,5 млн. км от Земли). Ряд наблюдений СКЛ состоит из множества всплесков различной амплитуды сопровождающих вспышки на Солнце. Диапазон значений потока протонов охватывает 4 порядка, поэтому ряд СКЛ был разделен на 2 класса: фоновый - со среднесуточным потоком от 0 до 50 p+/с*см2 (85% случаев), и вспышечный - свыше 50 p+/с*см2 (15% случаев). По-видимому, поток протонов, выделенный в 1й класс, является постоянно действующим явлением, составляющим верхнюю энергетическую компоненту Солнечного ветра. Как для ряда величины фонового потока СКЛ, так и для ряда значений скорости солнечного ветра обнаружены 11-летние вариации, "запаздывающие" относительно цикла чисел Вольфа на 3 года. В то же время значительной вариации плотности потока солнечного ветра не наблюдается. Также был исследован ряд модуля общего магнитного поля (ОМП) Солнца (как звезды) по измерениям Вилкокской обсерватории. Коэффициент корреляции рядов модуля ОМП и чисел Вольфа составил 0,63. Можно предположить, что возмущение ионосферы и магнитосферы Земли под действием меняющегося ОМП, влияет на плотность исследуемого слоя атмосферы. При построении автокорреляционных функций вышеописанных рядов выявляется 27-дневная гармоника, соответствующая среднему периоду вращения Солнца. Исключение составляет вспышечный класс протонов высоких энергий, имеющий характерный период повторения вспышек - 18 суток.


 

Принят 30 мая 2007 г.

23.  В.М. Григорьев, Л.В. Ермакова, А.И. Хлыстова
СТРУКТУРА МАГНИТНОГО ПОЛЯ И ДВИЖЕНИЙ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА ПРИ ВОЗНИКНОВЕНИИ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 664033 Иркутск, а/я 291

Используются магнитограммы продольного магнитного поля, допплерограммы и изображения в континууме, полученные на SOHO MDI. Объектом исследования является мощная активная область NOAA 10488. Анализируется динамика магнитного поля и поля скоростей в течение первых 8 часов её жизни.

Отмечается общее соответствие структур магнитного поля и поля скоростей, характер которого меняется по мере формирования активной области. Анализируются движения вещества в области возникновения пор, отмечены различия для случаев пор ведущей и последующей полярностей. Обсуждаются вопросы взаимодействия магнитного поля и движений вещества.


 

Принят 30 мая 2007 г.

24.  Г.П. Машнич, В.С. Башкирцев, А.И. Хлыстова
ИССЛЕДОВАНИЕ КОЛЕБАНИЙ В СОЛНЕЧНЫХ ВОЛОКНАХ.
Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, mashnich@iszf.irk.ru

Для исследования колебаний в волокнах использованы спектральные наблюдения Доплеровской скорости, выполненные в Саянской Солнечной Обсерватории. На основе двумерного распределения различных мод колебаний в волокне и в фотосфере под волокном показано, что короткопериодические колебательные движения (<10 мин) наблюдаются на краях волокон и преимущественно распространяются вертикально. Выявлена пространственная связь между фотосферными квазичасовыми колебаниями и волоконными ногами. В некоторых частях волокон обнаружены квазичасовые колебания интенсивности в ядре линии Нβ. В теле волокон наблюдаются области размером 20-25 сек дуги с периодами колебаний скорости около часа. Анализ пространственно-временных вариаций скорости в волокнах, расположенных на различных долготах от центрального меридиана, свидетельствует о движениях волоконного вещества под небольшим углом к его оси. Это согласуется с модельными представлениями о магнитной структуре волокон (протуберанцев). Обнаруженная широтная зависимость периода квазичасовых колебаний протуберанцев и волокон, по-видимому, отражает связь этих явлений с глобальными процессами на Солнце.


 

Принят 30 мая 2007 г.

25.  В.С. Башкирцев, Г.П. Машнич
ВАРИАЦИИ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ И ИЗМЕНЕНИЯ КЛИМАТА ЗЕМЛИ.
Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, vsb@iszf.irk.ru

Все наблюдаемые современные изменения климата Земли являются естественными и следуют за изменениями активности Солнца. Исходя из тесных солнечно-земных связей и прогноза минимума векового цикла солнечной активности к 2030, а максимума к 2060 г., нами сделан прогноз о понижении глобальной температуры приземного воздуха (ГТПВ) к 2030 г. и о последующем росте температуры к 2060 г.. Максимум среднегодовой ГТПВ имел место в 1998 г. и с тех пор среднегодовые температуры на Земле были неизменно ниже, что находится в соответствии с поведением солнечной активности и противоречит прогнозам с использованием глобальных климатических моделей, в основе которых лежит представление о доминирующем влиянии человека на климатическую систему нашей планеты.


 

 

Принят 30 мая 2007 г.

26.  И.В. Дэспирак, А.А. Любчич, Б.В. Козелов, А.Г. Яхнин
СУББУРЕВЫЕ ВОЗМУЩЕНИЯ, СВЯЗАННЫЕ С КОРОНАЛЬНЫМИ МАГНИТНЫМИ ВЫБРОСАМИ (CME) И РЕККУРЕНТНЫМИ ПОТОКАМИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА.
Полярный геофизический институт КНЦ РАН

Высокоскоростные потоки солнечного ветра в зависимости от типа солнечной активности имеют различную природу. Обычно наблюдаются как реккурентные потоки из корональных магнитных дыр, так и спорадические потоки, связанные с корональными выбросами массы (CME).

Мы исследовали влияние параметров солнечного ветра (скорости (V) и южной компоненты межпланетного магнитного поля (Bs)) во время различных высокоскоростных потоков на характеристики суббуревой авроральной выпуклости и суббуревого западного электроджета. Характеристики солнечного ветра и межпланетного магнитного поля определялись по данным спутника WIND (по данным приборов SWE и MFI с одноминутным разрешением). Развитие сияний контролировалось по спутнику Polar. Использовались данные прибора UVI, позволяющие регистрировать свечение в ультрафиолетовой области спектра. Характеристики суббуревого западного электроджета определялись по данным наземных магнитных станций IMAGE.

Найдены отличия в поведении суббуревых экспансий сияний и электроджета во время CME и реккурентных потоков. Суббури, связанные с прохождением мимо Земли магнитных облаков развиваются на более низких широтах, при этом широтный размер авроральной выпуклости меньше, а ее долготный размер - больше по сравнению с размерами авроральной выпуклости во время реккурентных потоков. Показано, что "высокоширотные" суббури наблюдаются в области взаимодействия CME со спокойным солнечным ветром. Однако во время реккурентных потоков "высокоширотные" суббури обычно наблюдаются после прохождения области взаимодействия. Зависимости от межпланетных параметров также различны: с увеличением V и Bs начальная и максимальная широты авроральной выпуклости (а также центра и полярного края электроджета) понижаются для суббурь, связанных с CME. Напротив, во время реккурентных потоков максимальные широты полярного края авроральной выпуклости и электроджета увеличиваются с ростом V и Bs.


 

Принят 31 мая 2007 г.

27.  Х.И. Абдусаматов, Е.В. Лаповок, С.И. Ханков
ПРОЕКТ "АСТРОМЕТРИЯ" НА РС МКС И ПРОГНОЗ КЛИМАТА ЗЕМЛИ.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН

Проектом "Астрометрия" предусмотрено создание солнечного лимбографа космического базирования для исследования временных вариаций формы и диаметра солнечного диска, влекущих за собой изменение величины солнечной постоянной. Проведенное нами математическое моделирование упрощенной модели "Земля - атмосфера" показало, что влияние долговременной двухвековой вариации солнечной постоянной на средние значения температур океана и атмосферы определяют их потепление или охлаждение на долей градуса, что является существенным фактором в формировании климата Земли.


 

Принят 31 мая 2007 г.

28.  Х.И. Абдусаматов, Е.В. Лаповок, С.И. Ханков
СРАВНИТЕЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ВКЛАДА ФАКТОРОВ ИЗМЕНЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ ПОСТОЯННОЙ И ПАРНИКОВОГО ЭФФЕКТА В ФОРМИРОВАНИЕ КЛИМАТА ЗЕМЛИ .
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН

Проведены сравнительные теоретические исследования, выявившие значительную роль изменения солнечной постоянной и неоднозначное влияние на климат Земли концентрации углекислого газа в атмосфере. Показано решающее влияние на парниковый эффект содержащихся в атмосфере паров воды, а не углекислого газа. Проведенные исследования подтверждают актуальность создания в рамках проекта "Астрометрия" солнечного лимбографа, предназначенного для регистрации краткосрочных и долговременных вариаций формы и диаметра солнечного диска.


 

Принят 31 мая 2007 г.

29.  У.Ш. Баязитов1, Е.Н. Астапов 1, Ф. Тевене 2
ИССЛЕДОВАНИЕ АНОМАЛЬНЫХ ИНТЕНСИВНОСТЕЙ ЛИНИЙ ЖЕЛЕЗА ПО МОДЕЛЯМ АТМОСФЕР СПОКОЙНОГО СОЛНЦА И ВСПЫШКИ.
1Магнитогорский Технический Университет, Магнитогорск, Россия,
2Обсерватория Кот Д'Азур, Ницца, Франция

Проведено исследование влияния покровного эффекта на интенсивности линий нейтрального и ионизованного железа с использованием моделей атмосфер спокойного Солнца VAL [1] и [2], а также модели вспышки PL5 (Э.А. Барановский, КрАО). Для данного исследования использована наша модель атома железа включающая 524 уровня ( 334 - FeI, 189 уровней FeII и один уровень FeIII.

Рассчитаны интенсивности 3466 линий FeI и 3433 линий FeII c использованием программы MULTI [3] при отказе от ЛТР. Обилие железа для всех случаев принималось равным 7.50. Для учета влияния эффекта бланкетирования на интенсивности линий использовано более 40000 линий 14 химических элементов. Также учитывалось влияние двухатомных молекул ( CH, CN и др.) на континуум. Методика исследования описана в работе [4]. Мы ограничились линиями железа, входящими в диапазоном длин волн от 4000 до 13000 Å. Также не принимались в расчет интенсивности линий с эквивалентной шириной менее 1 мÅ. Сравнивались отношения интенсивностей линий Fe , рассчитанные без бланкетирования и с учетом данного эффекта. Существенные изменений интенсивностей (более 5 %) претерпели 110 линий Fe для модели [1]., 426 линий для модели [2] и 1021 линий для модели PL5 (cм. табл.). Линии FeII для модели вспышки наблюдаются в эмиссии и поэтому не рассматривались для данной модели. Интенсивности линий железа ведут по разному для моделей с хромосферой (VAL и PL5) и для фотосферной модели [2] - для первого случая бланкетирование приводит, преимущественно, к ослаблению интенсивностей, а во втором - к усилению.

Проведенное исследование показывает важность учета бланкетирования при изучении интенсивностей линий железа для Солнца и требует детального рассмотрения физики такого влияния при проведении неЛТР расчетов. Обнаружено различное влияние бланкетирования на эти линии при применении чисто фотосферной модели и моделей с наличием хромосферы.

Lines

VAL

KURUCZ

PL5

weakening FeI

76

60

620

strengthening FeI

2

338

401

weakening FeII

31

26

-

strengthening FeII

1

2

-

total

110

426

1021

1. Vernazza J., Avrett E., Loeser R.// Astrophys.J.Suppl.. 1981. V.45. P.635.

2. Kurucz R.L.// ASP.Conf.Ser.. 1993.V.44.P.87.

3. Carlsson M.// Uppsala Spec. Rep. 1998. V.126.

4. Bayazitov U.Sh.// Astron. Astrophys. Trans. 2003. V.22. P. 855.


 

Принят 31 мая 2007 г.

30.   Т.Н. Бушуева
О ВЛИЯНИИ МЕРКУРИЯ И ЗЕМЛИ НА ВСПЫШЕЧНУЮ АКТИВНОСТЬ СОЛНЦА В РЕНТГЕНОВСКОМ ДИАПАЗОНЕ 1 - 8 АНГСТРЕМ.
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, DSLPP@astron.kharkov.ua

Анализируется связь между суммарной энергией рентгеновских вспышек на Солнце и положением Земли и Меркурия на их орбитах. Найдено, что увеличение рентгеновской активности (РА) происходит при движении Меркурия от афелия к перигелию, а снижение - во время обратного движения. Вариации рентгеновской активности, вызванные влиянием Земли, проявляются в снижении РА после прохождения Земли через плоскость солнечного экватора и увеличении РА после дат максимального отклонения Земли от плоскости солнечного экватора. Предполагается, что влияние планет на рентгеновскую активность осуществляется в плоскости солнечного экватора в результате подавления магнитосферами планет тех процессов, которые приводят к образованию рентгеновских вспышек.


 

Принят 31 мая 2007 г.

31.   А.Г. Косовичев
АНАЛИЗ СОЛНЕЧНЫХ ОСЦИЛЛЯЦИЙ, НАБЛЮДАЕМЫХ С ВЫСОКИМ РАЗРЕШЕНИЕМ НА КА ХИНОДЕ.

Солнечный Оптический Телескоп (СОТ) на КА Хиноде дает возможность проводить наблюдения колебаний и волн на различных высотах в атмосфере Солнца с высоким пространственным и временным разрешением. Начальный анализ данных показывает наличие коротко-волновых и высоко-частотных мод в спектре колебаний спокойного Солнца, которые позволяют повысить разрешение гелиосеймологических методов. Наблюдения с помощью СОТ осцилляций и волн в солнечных пятнах дают новую информацию о генерации и распространении волн в сильном магнитном поле и, кроме того, позволяют изучить новый тип колебаний, возбуждаемых во время солнечных вспышек. Исследование волновых процессов на Солнце с использованием данных Хиноде представляет большой интерес для понимания динамических процессов в спокойных и активных областях.


 

Принят 31 мая 2007 г.

32.   Е.В. Милецкий, В.Г. Иванов
АМПЛИТУДЫ 11-ЛЕТНИХ ЦИКЛОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ И ХАРАКТЕРИСТИКИ ШИРОТ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, Санкт-Петербург

По данным продленного Гринвичского каталога солнечных пятен за 1874-2006 гг. вычислены среднегодовые значения ряда характеристик, представляющих особенности широтного распределения пятенной активности. Показано, что величина, описывающая ширину зоны пятнообразования ("бабочки" Маундера) тесно связана с соответствующими величинами площадей пятен и чисел Вольфа.

Найдена широтная характеристика, которая в каждом 11-летнем цикле в интервал времени приходящийся, как правило, на 4-й год после максимума текущего цикла показывает высокую корреляцию с числом Вольфа в максимуме следующего цикла. Обнаружено, что упомянутый интервал времени, характеризуется экстремальными разностями между скоростями движения средней широты и верхней границы зоны пятнообразования.

На основе полученной связи, построена модель, обладающая хорошей устойчивостью и позволяющая прогнозировать амплитуды следующих 11-летних циклов. Согласно такому прогнозу следующий 24-й цикл будет на 20-30% выше текущего.


 

Принят 31 мая 2007 г.

33.   В.А. Егоров
ОСОБЕННОСТИ ИСПОЛЬЗОВАНИЯ МАТРИЧНЫХ СЕНСОРОВ С АКТИВНЫМИ ПИКСЕЛЯМИ ПРИ СПЕКТРОГЕЛИОГРАФИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЯХ.
Институт радиофизики и электроники им. А.Я Усикова НАН Украины, Харьков

В работе приводятся результаты лабораторных исследований характеристик матричных сенсоров с активными пикселями в видимой и инфракрасной областях спектра. Сравниваются спектральные характеристики матричных сенсоров с активными пикселями и других видов сенсоров линейной и матричной структуры. Производится оценка быстродействия и динамического диапазона камеры на базе монохромного КМОП сенсора с активными пикселями типа LUPA-4000M. Рассматриваются схемотехнические решения связи камеры с главным компьютером, организации произвольного порядка считывания и др. Показано, что камера на базе сенсора с активными пикселями типа LUPA-4000M отвечает основным требованиям спектрогелиографических наблюдений.


 

Принят 31 мая 2007 г.

34.  Г.И. Кушталь, В.И. Скоморовский
МОНОХРОМАТИЧЕСКИЕ ФИЛЬТРЫ ДЛЯ СОЛНЕЧНЫХ ИЗМЕРЕНИЙ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, 664033, а/я291 e-mail: skoal@iszf.irk.ru

В ИСЗФ накоплен опыт разработки и эксплуатации ИПФ типа Лио с экстремальными характеристиками. Такие фильтры являются прекрасными инструментами для достижения высокого пространственного и спектрального разрешения, что иллюстрируется в работе фильтрограммами, полученными с помощью сверхузкополосного ИПФ на линии Ba II 4554 Å, и ИПФ на линииHe I 10830Å, . Для получения узкой полосы с высоким контрастом используется большое количество кристаллических элементов разного качества, но, несмотря на это, удается исправить волновой фронт. Однако с узкополосными ИПФ возникает проблема светового "голода". Для ее решения необходимо, наряду с использованием более чувствительных фотоприемников, принимать меры по увеличению количества проходящего через фильтр света. Поскольку основные потери света в фильтрах связаны с поглощением в поляризаторах, использование схемы Шольца без внутренних поляризаторов радикально увеличивает количество света. Но преимущества схемы Шольца реализуются в полной мере только при увеличении углового поля зрения фильтра и при соблюдении строгих допусков на толщину и ориентацию кристаллических элементов. Анализ различных способов увеличения углового поля позволил заключить, что наиболее оптимальным является вариант, когда все двупреломляющие элементы сделаны широкоугольными по второму типу Лио. Именно эта схема была выбрана для разработанного и изготовленного в ИСЗФ широкоугольного фильтра Шольца, являющегося одним из блоков фильтра "Магнит" для измерения солнечных магнитных полей. Для соблюдения строгих допусков при изготовлении фильтра Шольца использовались разработанные в ИСЗФ методы обработки и контроля. Применение разработанных для ориентирования двупреломляющих кристаллических пластин приборов и методов позволяет ориентировать элементы фильтра Шольца с требуемой точностью 1'.


 

Принят 31 мая 2007 г.

35.  А.Т. Карпачев
ГЛОБАЛЬНЫЙ ОТКЛИК ВЕРХНЕЙ ИОНОСФЕРЫ НА ВОЗДЕЙСТВИЕ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА.
ИЗМИРАН, г.Троицк, Московской обл., karp@izmiran.ru

Исследован глобальный отклик верхней ионосферы на воздействие солнечного ветра на примере магнитной бури 22 марта 1979 г. Для этого использованы данные ИСЗ "Космос-900" и "Интеркосмос-19", данные наземного зондирования, а также результаты предыдущих исследований. Картина глобального отклика ионосферы включает в себя вариации структуры ионосферы (дневного каспа, ночного аврорального овала, ионосферных провалов, экваториальной аномалии) и связанные с ними вариации параметров максимум слоя F2 (hmF2, NmF2), а также Ne и Те во внешней ионосфере. Исследованы каналы поступления энергии солнечного ветра в магнитосферу, а затем во внешнюю ионосферу. Показано, что глобальная картина квази-волновых вариаций ионосферы определяется структурой джоулева нагрева высокоширотной ионосферы. Особо выделена роль дневного каспа в генерации крупномасштабных внутренних гравитационных волн, связанная с высыпаниями частиц и высокоширотной конвекцией плазмы. Показано, что волновые вариации после мощного воздействия солнечного ветра на магнитосферу Земли охватывают все долготы, широты и высоты внешней ионосферы. Выявлены эффекты электрических полей магнитосферного происхождения на структуру субавроральной и экваториальной ионосферы, вызванные переворотами Bz-компоненты ММП к югу. Выявлено влияние DCF токов на движение аврорального овала и главного ионосферного провала. Показано определяющее влияние кольцевого магнитосферного тока на динамику структуры субавроральной ионосферы, в частности на образование кольцевого ионосферного провала. Исследована специфика отклика ионосферы в зависимости от местного времени. Показано, что в дневном секторе отклик ионосферы имеет несимметричный характер.


 

Принят 31 мая 2007 г.

36. В.И. Мордвинов, Л.А. Плюснина
ДИНАМИКА КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ И ПЯТЕН В ЦИКЛЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
ИСЗФ СО РАН, Иркутск, Россия, lplus@iszf.irk.ru, v.mordv@iszf.irk.ru

В работе рассмотрены особенности долготных и широтных дрейфов солнечных магнитных полей разных масштабов отдельно для северного и южного полушарий на протяжении цикла солнечной активности. Установлены связи между вариациями активности, изменениями вращения магнитных полей и широтным дрейфом фоновых магнитных полей. Трансэкваториальные взаимодействия магнитных полей возникают после максимума цикла и во многом определяют характер фазы спада солнечной активности.


 

Принят 31 мая 2007 г.

37. Г.С. Курбасова, М.Н. Рыбалова, Г.Н. Шликарь
СТАТИСТИЧЕСКАЯ ВЗАИМОСВЯЗЬ 22-Х ЛЕТНИХ ВАРИАЦИЙ В ДАННЫХ О ПАРАМЕТРАХ ВРАЩЕНИЯ ЗЕМЛИ (LOD) И МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ ЗЕМЛИ И СОЛНЦА.
НИИ "Крымская Астрофизическая Обсерватория", 298409, Украина, Крым, Научный

Получены результаты, подтверждающие закономерность связи вариаций с периодом около 22 года в различных по своей природе процессах: вращении Земли (отклонения длительности суток от стандартных) и изменениях характеристик магнитных полей Земли, Солнца и межпланетной среды.

Для сравнений использовались среднегодовые данные о параметрах соответствующих процессов за последние ~ 100 лет и устойчивые процедуры оценок коэффициентов авторегрессий. Вычислены совместные спектры и функции когерентности с помощью процедуры двухканального спектрального оценивания совместной относительной спектральной плотности мощности. Сравнение структур 22 - летних вариаций выполнено в пределах допускаемых формальной аппроксимацией.

Полученные результаты статистического анализа интерпретируются как подтверждение физической взаимосвязи процессов на Солнце и внутри Земли. Медленные периодические процессы внутри Земли влияют на долгопериодические изменения скорости вращения Земли и колебания в геомагнитных полях. При этом возникает обратная связь, управляемая процессами на Солнце через магнитосферу. Полагается, что в основе механизма, поддерживающего эту связь, лежит тенденция к синхронизации процессов в иерархической системе Солнце - Земля.


 

Принят 31 мая 2007 г.

38. В.В. Корохин, Л.А. Акимов, И.Л. Белкина, Г.П. Марченко, Е.В. Шалыгин, Ю.И. Великодский
МОДЕРНИЗАЦИЯ ХАРЬКОВСКОГО СПЕКТРОГЕЛИОГРАФА.
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, DSLPP@astron.kharkov.ua

В работе [1] нами была продемонстрирована пригодность применения телевизионных ПЗС-камер (в частности ТВ-камеры "Mintron OS-65D") для проведения спектрогелиографических наблюдений. Ранее нами сообщалось об опыте применения устройства видеозахвата FlyTV Prime 34 для оцифровки изображений [2]. С 2007 г. наблюдения на Харьковском спектрогелиографе полностью переводятся на эту аппаратуру.

Следующим этапом модернизации инструмента является переход от сканирования изображения Солнца за счет остановки часового ведения к компьютерно-управляемой развертке по двум координатам дополнительным зеркалом целостатной пары. Это позволит осуществить старт-стопный режим получения спектрогелиограмм, что обеспечит оптимизацию наблюдений: даст возможность увеличить время накопления сигнала для УФ и ИК линий спектра и, напротив, увеличить скорость сканирования в линиях, где сигнал достаточен. Кроме того, компьютерное управление разверткой дает возможность проводить быстрое сканирование отдельных областей на Солнце (например, АО) и даже осуществлять режим автогидировки, что позволит проводить автоматические наблюдения Солнца без участия наблюдателя.

И, наконец, нами запланирована замена оптики питающего телескопа - рефрактор будет заменен зеркальным телескопом. Это позволит повысить угловое разрешение спектрогелиограмм (особенно для ИК линий, для которых существующая оптика плохо приспособлена) и проводить наблюдения одновременно в нескольких спектральных линиях.

К настоящему времени полностью разработано ПО для захвата изображений и синтеза спектрогелиограмм, разработаны отдельные узлы компьютерно-управляемой развертки, частично изготовлена новая оптика. Авторы надеются, что запланированная программа модернизации будет реализована в ближайшее время, что позволит восстановить регулярные спектрогелиографические наблюдения в НИИ астрономии ХНУ и вывести их на новый качественный уровень.

Литература

1. Корохин В.В., Белецкий С.А., Белкина И.Л., Великодский Ю.И., Марченко Г.П. Применение ПЗС-матрицы для спектрогелиографических наблюдений. //Известия КрАО, т.98.-2002, с. 239-240.

2. Кажанов В.В., Марченко Г.П., Шалыгин Е.В., Корохин В.В. Применение ПЗС-матрицы для спектрогелиографических наблюдений // Материалы конференции "Физика Солнца", КрАО, 2006 г.


 

Принят 31 мая 2007 г.

39. В.В. Васильева, А.Г. Тлатов
ПОЛЯРНАЯ И НИЗКОШИРОТНАЯ АКТИВНОСТЬ В 13-14-Х ЦИКЛАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
Кисловодская Горная станция ГАО РАН solar@narzan.com

Обработаны данные наблюдений протуберанцев в линии Н-альфа, а также флоккульных полей и ярких точек в линии Ca по данным атласов Вольфера за период 1887-1899 годов и наблюдений обсерватории Кодайканал за период 1904-1914 годов. Построены широтно-временные распределения активности за этот период. Проведен анализ высокоширотной и низкоширотной активности по ярким кальциевым точкам и флоккульным полям и волн переполюсовок крупномасштабного магнитного поля по данным наблюдений протуберанцев.


 

Принят 31 мая 2007 г.

40. А.Г. Тлатов
ЭПОХА МИНИМУМА АКТИВНОСТИ КАК ПРЕДВЕСТНИК СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
Кисловодская Горная станция ГАО РАН solar@narzan.com

Проведен анализ состояния солнечной атмосферы в минимуме активности на основе данных распределения полярности крупномасштабного магнитного поля в линии Нα, полярной и низкоширотной активности в линии KII-Ca и информации о солнечных пятнах. Изучены свойства индексов, характеризующие эпоху минимума активности. К числу таких индексов относятся диполь-октупольный индекс, индекс длины нейтральных линий, угол наклона волокон, полярная активность в линии KIICa на широтах выше 70 градусов и другие. На основе данных о числе групп солнечных пятен предложен также параметр G, характеризующий солнечную активность в эпоху минимума.

Найдены корреляционные связи между этими индексами и амплитудой следующего цикла солнечных пятен. Изучена длительность циклов активности. Показано, что цикл активности можно отсчитывать от момента переполюсовки крупномасштабного магнитного поля на высоких широтах. Установлена связь между длительностью циклов и его амплитудой. Выполнен прогноз 24-го цикла активности, который составил 120±13W по данным крупномасштабных магнитных полей и W24=135 (±12) по данным солнечных пятен.


 

Принят 31 мая 2007 г.

41. А.Е. Левитин, Л.И. Громова, Л.А. Дремухина
УЧЕТ ВЛИЯНИЯ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ НА РАСЧЕТ СКОРОСТИ ВЕКОВОГО ХОДА МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗЕМЛИ.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, Троицк, Московская область

Выполнен анализ влияния солнечной активности в форме волнового (F10.7) и корпускулярного (солнечный ветер) излучений на проводимость и электрическое поле земной ионосферы, оказывающей влияние на изменение магнитного поля, создаваемого ионосферными токовыми системами. Это изменение не учитывается методом расчета моделей внутреннего магнитного поля планеты и приводит к завышенной скорости изменения магнитного диполя Земли от года к году. Если средняя скорость этого изменения, определяемая на основе спутниковых магнитных съемок, составляет ~ 15 нТл в год, то учет солнечной активности снижает ее в 3 раза. Демонстрируется связь коэффициентов модельного представления Главного магнитного поля Земли, рассчитанных по данным спутника CHAMP, предназначенным для проведения магнитной съемки в период 2000-2005 гг. от параметра солнечной активности F10.7 и параметров солнечного ветра. Обнаруженная подобная связь может изменить существующее представление о грядущей инверсии магнитного поля планеты в ближайшее тысячелетие.

Работа выполнена в рамках работы по Грантам РФФИ N 05-05 - 65196 и N 06-05 - 64329


 

Принят 31 мая 2007 г.

42.  Н.А. Бархатов2, А.Е. Левитин1, Л.И. Громова1, Л.А. Дремухина1
МАГНИТНЫЕ БУРИ РАЗЛИЧНОЙ ИНТЕНСИВНОСТИ И ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОСТИ, ОБУСЛОВЛЕННЫЕ РАЗЛИЧНЫМИ ТРАЕТОРИЯМИ ПРОХОЖДЕНИЯ ЗЕМЛИ ЧЕРЕЗ МАГНИТНОЕ ОБЛАКО.
1Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, Троицк, Московская область,
2Научно исследовательский институт радиофизики, Нижний Новгород

Генерация магнитных бурь происходит в результате взаимодействием магнитосферы Земли с выбросами солнечной плазмы различных типов, одним из которых являются магнитные облака. Продолжительность и интенсивность конкретной магнитной бури, вызванной магнитным облаком, связывают обычно с мощностью и размерами этого плазменного образования. Но вполне возможно, что эти параметры магнитной бури определяются геометрией прохождения Земли через подошедшее образование и тогда одно и тоже магнитное облако может вызвать различное магнитное возмущение в зависимости от того пройдет планета через его центральную часть или через периферийную область. Проведен модельный расчет Dst-вариаций геомагнитного поля, которые описывают длительность и интенсивность магнитных бурь, в зависимости от конкретных траекторий прохождения Земли через магнитное облако. Распределение магнитного поля в магнитном облаке и его пространственная конфигурация задаются на основе анализа статистики таких плазменных образований в солнечном ветре. Выполненные расчеты демонстрируют набор магнитных бурь, различной интенсивности и продолжительности, которые может вызвать одно и тоже магнитное облако в зависимости от того каким образом магнитосфера Земли его пересекает.

Работа выполнена в рамках работы по Грантам РФФИ N 05-05 - 65196 и N 06-05 - 64329.


 

Принят 31 мая 2007 г.

43. И.Э. Васильевой, К.А. Бурлова-Васильева
СПЕКТРАЛЬНАЯ ПРОЗРАЧНОСТЬ ЗЕМНОЙ АТМОСФЕРЫ НАД ПИКОМ ТЕРСКОЛ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ СОЛНЕЧНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ.
ГАО НАН, Киев, Украины

На протяжении 1984–1998 гг на пике Терскол велись наблюдения спектра центра солнечного диска в рамках программы исследований абсолютного распределения энергии в спектре Солнца в области 300–1150 нм. Методика измерений и аппаратура неоднократно описаны в литературе. Процесс наблюдений заключался в многократном сканировании избранного участка спектра с последующим выведением за атмосферу стандартным методом Бугера:

Погрешности метода Бугера

– точность вычисления воздушной массы

– эффект Форбса

– cобственное и индуцированное излучение атмосферы

– рассеянное излучение в атмосфере

– изменение оптического состояния атмосферы во время измерений

В результате наблюдений и последующей обработки нами был получен спектральный ход прозрачности для области 305-1150 нм (рис.).

wpe6.jpg (7051 bytes)

Прозрачность земной атмосферы для разных дней 1985–1992 гг. Верхняя кривая – теоретическая прозрачность земной атмосферы для высоты 3100 м с учетом полос поглощения O3, O2, H2O

Сущeствeннoe oслaблeниe сoлнeчнoгo излучeния прoишoдит вслeдствиe рaссeяния и пoглoщeния свeтa чaстицaми aтмoсфeрных aэрoзoлeй – в настоящее время аэрозольная компонента вносит наибольшую неопределенность в расчеты прозрачности атмосферы, поскольку нeвoзмoзхнo пoлучить вeсь кoмплeкс дaнных o рaспрeдeлeнии чaстиц рeaльнoгo aэрoзoля пo рaзмeрaм, фoрмe, aгрeгaтнoму и химичeскoму сoстaву в зaвисимoсти oт высoты и врeмeни. Примeняющиeся aэрoзoльныe мoдeли нoсят приближeнный хaрaктeр и служaт в oснoвнoм для пoлучeния кaчeствeнных вывoдoв.

Рeзультaты рaсчeтa для нeкoтoрых упрoщeнных мoдeлeй пoкaзывaют, чтo вeличинa оптической толщины аэрозоля (t Аl ) слaбo рaстeт с умeньшeниeм длины вoлны, нe oблaдaя при этoм кaкими-либo oсoбeннoстями, что хорошо согласуется с данными наблюдений. На пике Терскол за весь период наблюдений t Аl < 0.15. По участкам, свободным от линий поглощения земной атмосферой мы определили средний ход прозрачности аэрозольной компоненты с длиной волны. Для пика Терскол (l > 400 нм) она может быть представлена в виде (l в мкм)

,


 

Принят 31 мая 2007 г.

44. Г.С. Курбасова, М.Н. Рыбалова, Г.Н. Шликарь
ОБ ОЦЕНКЕ СВЯЗЕЙ ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИХ ИЗМЕНЕНИЙ ДЛИТЕЛЬНОСТИ СУТОК И СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ С 1700 ГОДА ПО 2003 ГОД.
НИИ "Крымская Астрофизическая Обсерватория", 298409, Украина, Крым, Научный

Последовательности среднегодовых чисел солнечных пятен и отклонений длительности суток от стандартных сопоставлены на интервале времени с 1700 по 2003 год

Анализ спектрального состава долгопериодических вариаций на интервале около 300 лет обнаруживает в сравниваемых последовательностях данных сходные колебания с периодами около 11 год. Проведено сравнение структур и характера изменения параметров этих колебаний. Параметры колебаний (амплитуды, периоды, фазы) вычислены по наблюдениям на скользящем с шагом 1год 30- летнем интервале ( метод Прони).

Анализ результатов сравнения обнаруживает интервалы высокой стабильности связи. На интервале данных с 1841года по 1911 год получено математическое описание стационарного по форме 11-летнего колебания.


 

Принят 31 мая 2007 г.

45. У.М. Лейко
ВЕЙВЛЕТ-АНАЛИЗ ВРЕМЕННЫХ РЯДОВ ИНДЕКСОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ: СТРУКТУРА СТАЦИОНАРНЫХ И НЕСТАЦИОНАРНЫХ ПРОЦЕССОВ.
НИЛ "Астрономическая обсерватория" кафедры астрономии и физики космоса физического факультета Киевского национального университета имени Тараса Шевченко

Вейвлет-анализ временных рядов в отличие от Фурье-анализа позволяет проанализировать структуру как стационарных, так и нестационарных процессов.

Несколько временных рядов индексов солнечной активности (относительных чисел Вольфа, суммарной площади пятен, фонового магнитного поля) обработано методами вейвлет-анализа с применением различных вейвлет-функций. Картина распределения коэффициентов вейвлет-преобразования демонстрирует сложную, иерархическую структуру: на различных масштабах наблюдается наличие как периодических (в основном, на масштабе 11 лет), так и непериодических составляющих (на масштабах от нескольких десятков до сотен лет), На различных масштабах наблюдаются также наличие подобных каскадному процессов и древовидных структур, отображающих канторовское множество. Анализ структуры вейвлет-спектра и формы наблюдаемых неоднородностей на самых больших масштабах (около сотни лет) приводит к заключению о наличии фазового сдвига в рядах индексов солнечной активности в 20-30 годах ХХ столетия.


 

Принят 31 мая 2007 г.

46. T.V. Zaqarashvili, E. Khutsishvili, V. Kukhianidze and G. Ramishvili
DOPPLER SHIFT OSCILLATIONS IN SOLAR SPICULES.

Time series of H? spectra in solar limb spicules taken on the 53 cm coronagraph of Abastumani Astrophysical Observatory at the heights of 3800-8700 km above the photosphere have been analyzed. The aim is to observe oscillatory phenomena in spicules and consequently to trace wave propagations through the chromosphere. We use the Discrete Fourier Transform analysis of the time series for the Doppler shift of H? line. Doppler velocities of solar limb spicules show oscillations with periods of 20-55 and 75-110 s. There is also the clear evidence of 3-min oscillations at the observed heights. The oscillations can be caused by wave propagations in thin magnetic flux tubes anchored in the photosphere. We suggest the granulation as a possible source for the wave excitation. Observed waves can be used as a tool for spicule seismology; the magnetic field strength in spicules at the height of ~ 6000 km above the photosphere is estimated as 12-15 G.


 

Принят 06 июня 2007 г.

47.  С.Н. Самсонов1, В.А. Котов2, Л.И. Мирошниченко3,4, В.Е. Тимофеев1,5, Н.Г. Скрябин1
СИНХРОННЫЕ 160-МИНУТНЫЕ КОЛЕБАНИЯ ПРИЗЕМНОГО ДАВЛЕНИЯ В АПАТИТАХ, МОСКВЕ, ОУЛУ, ЯКУТСКЕ И ТИКСИ.
1Институт космофизических исследований и аэрономии им. Ю.Г. Шафера, СО РАН, Якутск; е-mail: s_samsonov@ikfia.ysn.ru,
2НИИ "Крымская Астрофизическая Обсерватория", 298409, Украина, Крым, Научный,
3Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, Троицк, Московская область,
4Институт геофизики, UNAM, C.U., Coyoacan 04510, Mexico, D.F., Mexico,

5Физико-технический институт Якутского государственного университета им. М.К. Аммосова

По регулярным измерениям атмосферного давления, выполненным на территории Европы и Сибири, исследованы колебания приземного давления с периодом 160 мин в декабре 2003 г. и в марте 2004 г.

Как показал анализ, в декабре указанные колебания проявляются в Европе и Сибири синхронно, причем преимущественно в виде "пакетов" ("квантов") из двух-пяти импульсов. Их средняя амплитуда составляет 0.0115 ±   0.0023 мб. Авторы предполагают, что источник 160-мин пульсаций приземного давления расположен в центре Галактики.


 

Принят 06 июня 2007 г.

48. С.В. Кузин
ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ЭКСПЕРИМЕНТА СПИРИТ НА БОРТУ СПУТНИКА КОРОНАС-Ф.
Физические институт им. П.Н. Лебедева, РАН, 119991, Москва, Ленинский пр., 53 kuzin@sci.lebedev.ru,

Спутник КОРОНАС-Ф, второй спутник отечественной программы КОРОНАС по исследованию активных процессов на Солнце, работал на орбите с августа 2001-го по декабрь 2005-го года в течение фазы максимума и спада 23-го цикла солнечной активности. На борту спутника находилось 15 инструментов, предназначенных для исследования Солнца в разных участках спектра - от оптического до гамма-диапазона. Комплекс приборов СПИРИТ, разработанный в ФИАН им. П.Н. Лебедева (Zhitnik и др., 2002), был предназначен для наблюдения Солнца в вакуумном ультрафиолетовом (ВУФ) и мягком рентгеновском (МР) диапазонах спектра. Основная задача эксперимента СПИРИТ - диагностика физических параметров корональной плазмы и исследование динамики корональных структур. В эксперименте был реализован метод изображающей спектроскопии, основанный на одновременном получении монохроматических изображений Солнца в разных спектральных линиях МР и ВУФ диапазонов.

Комплекс приборов СПИРИТ состоял из блока телескопов СРТ и блока спектрогелиографов РЕС. В состав блока телескопов СРТ входил 4-х канальный телескоп для наблюдения в длинах волн 171, 195, 284 и 304 Å, построенный по схеме Ричи-Кретьена, и двухканальный телескоп на длины волн 175 и 304 Å, построенный по схеме Гершеля. Блок спектрогелиографов РЕС включал два кристаллических спектрогелиографа Mg XII с перпендикулярными направлениями дисперсии и два спектрогелиографа диапазонов 176-207 и 280-330 Å. Спектрогелиографы Mg XII предназначались для получения монохроматических изображений Солнца в резонансной линии иона Mg XII 8.42 Å. В этих каналах применялись уникальные в мировой практике кристаллические фокусирующие зеркала, изготовленные из кварца. ВУФ-спектрогелиографы были предназначены для получения монохроматических изображений Солнца в спектральных диапазонах 176-207 и 280-330 Å и построены по безщелевой схеме с дифракционной решеткой скользящего падения. Особенностью такой схемы является сжатие монохроматических изображений Солнца в направлении оси дисперсии, вследствие чего уменьшается переналожение монохроматических изображений в соседних спектральных линиях.

За время эксперимента СПИРИТ было выполнено более 20 тысяч сеансов наблюдений; получено около 400 тысяч кадров изображений Солнца; общий объем электронного архива составляет около 1 Тб. Выполнена большая программа совместных наблюдений с приборами на ИСЗ SOHO (EIT, CDS, UVCS, SUMER), TRACE и с наземными обсерваториями (КрАО, ГАО, СибИЗМИР). Получены следующие основные результаты:

С помощью спектрогелиографа Mg XII были впервые получены монохроматические изображения высокотемпературной (~10 MK) плазмы в солнечной короне. Был открыт целый класс новых явлений - локализованных ярких рентгеновских источников, которые находятся высоко в короне и имеют форму и динамику, отличную от формы и динамики явлений с более низкой температурой (1-2 МК) (см. Zhitnik и др., 2003а). Характерные размеры рентгеновских источников составляют от нескольких угловых минут до трети радиуса Солнца, времена жизни - от нескольких минут до суток. На основе совместного анализа данных спектрогелиографа Mg XII и рентгеновских детекторов GOES и RHESSI был исследован температурный состав и плотность плазмы в долгоживущем рентгеновском источнике излучения ("пауке"), наблюдавшемся на Солнце 27-28-го февраля 2002 г. (см. Урнов и др., 2007). Плотность плазмы составила 2·109 см-3, что существенно меньше, чем плотность т.н. корональных конденсаций, наблюдаемых в радиодиапазоне.

По спектрогелиограммам ВУФ диапазона составлены каталоги спектральных линий диапазона 280-330 Å (составлен на основе спектра вспышки класса X3.4 28.12.2001 20:02-21:32 UT, GOES; см. Бейгман и др., 2005) и диапазона 176-207 Å (составлен на основе спектра вспышки класса M5.6 16.09.2001 03:39-03:53-04:18 UT, GOES; см. Шестов и др., 2007). Всего в двух каталогах содержится 165 линий, из которых отождествлены 105 линий, 19 линий наблюдаются только во вспышках. На основании спектров определен температурный состав (дифференциальная меры эмиссии) и оценена плотность вспышечной плазмы, плазмы активных областей, "пауков" (см. Житник и др., 2006). В ВУФ-каналах спектрогелиографа РЕС получены спектры мощнейших вспышек (класс X по классификации GOES), наблюдавшихся на Солнце в сентябре 2005 г.

В периоды экстремально высокой активности Солнца в октябре-ноябре 2003 г., ноябре 2004 г. и сентябре 2005 г., с помощью телескопов СПИРИТ в каналах 175 и 304 Å были зарегистрированы и исследованы уникально большие выбросы корональной массы. (Черток и др., 2005). Показана связь между началом выброса и развитием в нижней атмосфере Солнца крупномасштабных диммингов (Slemzin и др., 2005). Обнаружена корреляция между интенсивностью излучения в различных участках короны, что позволило сделать вывод о существовании гигантских магнитных петель, связывающих удаленные корональные области. Исследован интегральный поток излучения в линиях 175 и 304 за весь период наблюдений и выявлена связь вариаций излучения с параметрами квазистационарного солнечного ветра на орбите Земли (Хабарова и др., 2005)

Литература

1. Бейгман И.Л., Боженков С.А., Житник И.А. и др., Письма в Астрон. журн., 39, 6, 571, 2005

2. Житник И.А., Кузин С.В., Урнов А.М. и др., Астрон. Вестник, 40, 4, 299, 2006

3. Урнов А.М., Шестов С.В., Богачев С.А., Письма в Астрон. журн., 33, 6, 1, 2007

4. Хабарова О.В., Кузин С.В., Богачев С.А. и др., Астрон. Вестник, 40, 4, 372, 2006

5. Черток И.М., Гречнев В.В., Слемзин В.А. и др., Астрон. Вестник, 39, 6, 517, 2005

6. Шестов С.В., Боженков С.А., Урнов А.М. и др., Письма в Астрон. журн., в печати, 2007

7. Slemzin V.A., Kuzin S.V., Bogachev S.A., Proc. SPM-11, Leuven, Belgium, 2005. Published on CDROM, p.166.1

8. Zhitnik I.A., Bougaenko O.I., Delaboudiniere J.-P. и др., ESA SP-506. 2002. P. 915

9. Zhitnik I.A., Bougaenko O.I., Ignat'ev A.P. et al., Mon. Not. R. Astron. Soc., 331, 67, 2003a


 

Принят 06 июня 2007 г.

49. С.В. Шестов*, С.А. Боженков, А.М. Урнов, И.А. Житник, С.В. Кузин, И.Л. Бейгман, Ф.Ф. Горяев, И.Ю. Толстихина
СОЛНЕЧНЫЕ СПЕКТРЫ КРАЙНЕГО ВУФ ДИАПАЗОНА, ПОЛУЧЕННЫЕ В ХОДЕ ЭКСПЕРИМЕНТА СПИРИТ НА БОРТУ СПУТНИКА КОРОНАС-Ф. КАТАЛОГ ЛИНИЙ ДИАПАЗОНА 176-207 A.
Физический институт им. П.Н. Лебедева, РАН, 119991, Москва, Ленинский пр., 53 *e-mail: sshestov@dgap.mipt.ru

Солнечные спектры крайнего вакуумного ультрафиолетового (ВУФ) диапазона представляют большой интерес и активно используются при решении многих задач астрофизики и спектроскопии многозарядных ионов. Участок спектра 180-330 Å содержит интенсивные линии ионов практически всех обильных элементов, возбуждаемых в широком диапазоне температур 105-107   К. В отличие от рентгеновских, спектральные линии ВУФ диапазона не подвержены влиянию нетепловых электронов и активно используются для диагностики горячей плазмы солнечной короны - определения ее температуры, плотности, обилий элементов (Jordan, 1974; Jordan, 1979; Doschek, 1991; Zhitnik и др., 1999). Помимо этого, солнечные спектры используются для проверки и уточнения различных атомных данных: энергии уровней, вероятностей переходов, сечения процессов возбуждения, ионизации и др. (см. Keenan и др., 2003; Del Zana, Mason, 2005).

Выяснение физических условий в излучающей плазме и создание каталогов спектральных линий неразрывно связаны между собой и представляют две стороны одной задачи, направленной на исследование явлений, протекающих в солнечной атмосфере. К настоящему времени создана серия каталогов на основе спектров излучения как от полного солнечного диска (см. Malinovsky, Heroux, 1973; Behring и др., 1976), так и от отдельных участков спокойной короны и активных областей в безвспышечный период (Brooks и др., 1999; Brosius и др., 2000). Спектроскопические данные по солнечным вспышкам в литературе представлены значительно скуднее. Сложность получения наблюдательных спектров вспышек определяется их относительной редкостью и малой площадью. Для получения спектров вспышек необходимы регулярные наблюдения короны при помощи инструментов с широким полем зрения. Длительное время основным источником информации о вспышечных линиях являлся каталог, составленный по результатам измерений, выполненных спектрогелиографом S 80Å на станции Skylab (Dere, 1978). Недостатком этого инструмента, однако, было переналожение спектральных изображений, что затрудняло восстановление спектров.

В ходе эксперимента СПИРИТ (Житник и др., 2005) на борту спутника КОРОНАС-Ф проводились регулярные наблюдения Солнца при помощи многоканального спектрогелиографа РЕС. В состав РЕС входили два рентгеновских спектрогелиографа Mg XII на длину волны 8.42 Å и два ВУФ-спектрогелиографа на диапазоны 176-207 и 280-330 Å. ВУФ-спектрогелиографы были предназначены для получения монохроматических изображений Солнца с высоким пространственным и спектральным разрешением и построены по безщелевой схеме с дифракционной решеткой скользящего падения. При использовании такой схемы изображение Солнца в направлении оси дисперсии сжимается, вследствие чего уменьшается переналожение монохроматических изображений Солнца в соседних спектральных линиях. Ширина диска Солнца вдоль оси дисперсии в ВУФ-спректрогелиографах РЕС составляла 0.4 и 0.8 Å для диапазонов 176-207 и 280-330 Å, соответственно. Всего за время работы спутника КОРОНАС-Ф с августа 2001 г. по декабрь 2005 г. прибором РЕС было зарегистрировано более 10 тысяч ВУФ-спектрогелиограмм, в том числе наблюдалось несколько десятков вспышек класса X по классификации GOES на разных стадиях их развития. Каталог линий диапазона 280-330 Å, составленный на основе спектра вспышки класса X3.4, зарегистрированной 28.12.2001, приведен в работе Бейгман и др., 2005.

В данной работе представлен каталог спектральных линий диапазона 176-207 Å, составленный на основе спектра вспышки класса M5.6 (16.09.2001, 03:39-03:53-04:18 UT, GOES), зарегистрированной спектрогелиографом вблизи максимума. Изложен метод первичной обработки спектрогелиограмм и отождествления спектральных линий. Точность определения длин волн составляет 0.04 mÅ, точность калибровки относительных интенсивностей ~30%. При отождествлении линий учитывалось совпадение экспериментальных длин волн с теоретическими, наличие в экспериментальном спектре компонент мультиплета, соответствие экспериментально измеренных интенсивностей линий теоретическим. Для составления модельного спектра использовалась база данных и программное обеспечение CHIANTI версии 5.2 (Landi и др., 2006; http://wwwsolar.nrl.navy.mil/chianti.html). Полный каталог линий, наблюдавшихся в канале 176-207 Å во время вспышки, состоит из 65 линий. Из них идентифицирована 51 линия, большинство принадлежат ионам Fe X - Fe XIII.

Литература

1. Бейгман И.Л., Боженков С.А., Житник И.А., Письма в АЖ, 31, №1, 1, 2005

2. Житник И.А., Кузин С.В., Собельман И.И., Астрон. Вестник, 39, №6, 495, 2005

3. Behring W.E., Cohen L., Feldman U. and Doschek G.A., Astrophys. J., 203, 521, 1976

4. Brooks D.A., Fishbacher G.A., Fludra A. et al., Astron. Astrophys. J., 347, 277, 1999

5. Brosius J.W., Thomas R.J. and Davila J.M., Astrophys. J., 543, 1016, 2000

6. Dere K.P., Astrophys. J., 221, 1062, 1978

7. Del Zanna G., Mason H.E., Astron. Astrophys., 433, 731, 2005

8. Doschek G.A., Extreme Ultraviolet Astronomy (Ed. R.F. Manila, S. Bowyer. Pergamon Press, 1999)

9. Jordan C., Astron. Astrophys. J., 34, 69, 1974

10. Jordan C., Progress in Atomic Spectroscopy, part B (Ed. W. Hanle, H. Kleinpoppen. New York Plenum, 1979)

11. Keenan F.P., Katsiyannis A.C., Brosius J.W. et al., Mon. Not. R. Astron. Soc., 342, 513, 2003

12. Landi E., Del Zanna G., Young P.R. et al., Astrophys. J. Supp. Ser. 2006. V. 162. P. 261

13. Malinovsky M. and Heroux L., Astrophys. J., 181, 1009, 1973

14. Zhitnik I.A., Kuzin S.V. et al., Mon. Not. R. Astron. Soc., 308, 208, 1999


 

Принят 06 июня 2007 г.

50. В. Данилевский
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ДИАМЕТРА СОЛНЦА: СОВРЕМЕННЫЕ МЕТОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ .
Киевский национальный университет имени Тараса Шевченко, НИЛ "Астрономическая обсерватория"

Измерения углового диаметра солнечного диска выполнялись еще в античные времена, в частности Архимедом, с целью установления масштаба и построения системы мира. Диаметр Солнца измеряли также Т. Браге, И. Кеплер, Т. Майер, Ф. Бессель и др. известные астрономы.

В настоящее время диаметр Солнца определяется во многих обсерваториях мира с целью выявления его изменений на различных интервалах времени и установления связи таких изменений с изменениями солнечной постоянной, существование которых на протяжении цикла солнечной активности считается доказанным на уровне 0.1%. Регулярные наблюдения, из которых получены наиболее длинные и однородные ряды значений солнечного диаметра, выполняются в нескольких обсерваториях со специализированными астрометрическими инструментами - астролябиями Данжона с визуальной и ПЗС регистрацией положения противоположных краев солнечного диска: Салерн (Франция), Рио де Жанейро и Сан Пауло (Бразилия), Сантьяго (Чили), Анталия (Турция). Регулярные измерения выполняются методом "дрейфового сканирования" с помощью длиннофокусных солнечных телескопов с визуальной и ПЗС регистрацией положения противоположных краев солнечного диска в Тенерифе (Испания), Локарно (Швецария). Применяются также классические меридианные инструменты с фотоелектрической регистрацией солнечного диска (Токио, Япония), похожий по принципу измерений специальный автоматизированный инструмент SDM (Solar Diameter Monitor) в Высокогорной обсерватории США и другие приборы. В невизуальных методах диаметр Солнца определяется по расстоянию между точками перегиба в распределении яркости его диска на противоположных краях. Распределение яркости определяется путем учета аппаратной функции соответствующего инструмента и изменчивости оптических свойств земной атмосферы в месте наблюдений. Значения диаметра солнечного диска, усредненные на протяжении многих лет наблюдений с однотипными инструментами, существенно различаются для разных мест наблюдений, поэтому такие измерения используются лишь для поисков вариаций диаметра Солнца по данным каждого ряда. Некоторые ряды наблюдений охватывают более двух циклов солнечной активности. Выводы относительно изменений диаметра Солнца, выявленных в разных местах наблюдений даже с одинаковыми инструментами, также противоречивые.

Для выявления изменений диаметра Солнца на интервалах в несколько столетий используются наблюдения прохождений Меркурия по диску Солнца, а также наблюдения солнечных затмений. При анализе таких наблюдений используются современные теории движения тел Солнечной системы и физические характеристики Меркурия, Земли и Луны. В частности, абсолютные значения диаметра Солнца, получаемые из наблюдений затмений, намного лучше согласовываются как между собой, так и с принятым "стандартным" диаметром Солнца, определенным в конце XIX в. по данными измерений с гелиометром. Данные, полученные из наблюдений затмений, значительно меньше отягощены влиянием атмосферы, хотя оно также не исключается полностью.

По даным измерений колебаний солнечной поверхности, выполняемым в сети наземных гелиосейсмических станций GONG и с помощью прибора MDI космической станции SOHO, определяется "сейсмический" диаметр Солнца, который существенно отличается от фотосферного, т.к. имеет несколько иной физический смысл.

До сих пор были выполнены две попытки внеатмосферных измерений диаметра солнечного диска с аэростата на высоте около 36 км при помощи специального прибора - секстанта солнечного диска (SDS, 1991, 1992 гг., США), однако были выявлены недостатки конструкции этого прибора. Первой попыткой определения фотосферного диаметра Солнца с космического апарата можно считать результат, хотя и дискусионный, полученный по изображениям солнечного диска в приборе SOHO/MDI. Европейское космическое агенство планирует на 2008 г. запуск микроспутника "Picard", предназначенного для измерений отношения вариаций солнечной постоянной к вариациям диаметра Солнца (так называемый параметр W) . Аналогичный по назначению прибор конструируется и в Пулковской обсерватории РАН.


 

Принят 06 июня 2007 г.

51. В. Данилевский
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ДИАМЕТРА СОЛНЦА ИЗ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ СОЛНЕЧНЫХ ЗАТМЕНИЙ.
Киевский национальный университет имени Тараса Шевченко, НИЛ "Астрономическая обсерватория"

Для определения диаметра солнечного диска используются кривые блеска затмения Солнца, построенные по наблюдениям затмения с фотоэлектрическими фотометрами в визуальной и ближней инфракрасной областях спектра при эфективной длине волны около 0.69 мкм. Наблюдения выполняются из пределов полосы полного затмения вблизи ее северной и южной границ. Кривые блеска затмения калибруются по блеску целого солнечного диска.

Угловой радиус диска Солнца определяется как один из неизвестных параметров теоретической кривой блеска затмения, описанной интегральным уравнением I рода, путем решения его относительно распределения яркости солнечного диска вдоль радиуса на его крае с применением метода наименьших квадратов. Распределение яркости солнечного диска на крае аппроксимируется специально подобранными аналитическими параметрическими функциями. При этом также учитываются неровности лунного края при помощи карт Уотса краевой зоны Луны. Угловые размеры диска Луны и скорость его движения используются в качестве мер. Кроме радиуса солнечного диска и параметров апроксимирующей функции, определяемым параметром кривых блеска есть также поправка к их моментам времени. При этом часть параметров, в том числе и радиус солнечного диска, входят в интегральное уравнение нелинейно. Минимизация суммы квадратов невязок выполняется с использованием алгоритма Пауэлла.

Усредненные по всем кривым блеска значения радиуса солнечного диска для расстояния 1 а. о. и оценки их среднеквадратических погрешностей составили 959".70 ±  0".12 для затмения 11 июля 1991 г. и 959".66 ±   0".03 для затмения 11 августа 1999 г. Эти значения согласуются со стандартным значением радиуса солнечного диска, а также с его значениями, полученными по наблюдениям затмений Солнца другими методами, однако есть существенные расхождения с некоторыми измерениями радиуса солнечного диска при помощи солнечных астролябий и визуальным методом дрейфового сканирования.


 

Принят 06 июня 2007 г.

52. В. Данилевский1, Г. Килич2,3, В. Клещенок1, В. Лозицкий1, А. Сухоруков1
КРИВЫЕ БЛЕСКА ЗАТМЕНИЯ СОЛНЦА 29 МАРТА 2006.
1Киевский национальный университет имени Тараса Шевченко, НИЛ "Астрономическая обсерватория", Украина,
2Средиземноморский университет, Анталия, Турция,
3Национальная Астрономическая обсерватория TUBITAK, Турция

Фотометрические наблюдения полного затмения Солнца 29 марта 2006 г. с целью определения диаметра Солнца были выполнены в Турции вблизи северной (район г. Анталия) и южной (район г. Алания) границ затмения. Наблюдения были успешными в 5-ти местах. В докладе приведены описания использованного оборудования, процедуры наблюдений, процедуры построения кривых блеска и их калибровки и полученные кривые блеска.


 

Принят 06 июня 2007 г.

53. В.Г. Лозицкий
ДИАГНОСТИКА СИЛЬНЫХ МЕЛКОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ В ХРОМОСФЕРЕ И КОРОНЕ.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, Киев, Украина

Солнечные магнитные поля имеют пространственно неразрешимую (субтелескопическую) структуру в широком диапазоне высот в атмосфере - от фотосферы до короны. Поскольку прямые методы непригодны для измерения локальных напряженностей в субтелескопических элементах, необходимо использовать для этой цели косвенные методы. Такие методы, в основном, разработаны и применяются для измерений на фотосферном уровне. Их основная идея сводится тому, что недостающее пространственное разрешение можно частично "скомпенсировать" достаточно высоким спектральным разрешением, а также тщательным анализом распределений поляризизованного излучения в сфере магниточувствительных линий. Соответствующие методы (напр., метод "отношения линий") хорошо "работают" лишь в случае, если действительное зеемановское расщепление в субтелескопических структурах больше полуширины спектральной линии или хотя бы сравнимо с ней по величине. Такое условие вполне осуществимо для фотосферы, где полуширины некоторых линий металлов (напр. Fe) около 0.1Å, что по порядку величины соответствует зеемановскому расщеплению полями "килогауссового" диапазона (В   2-3 кГс), если фактор Ланде линии g в пределах 2.5-3. Совсем иная ситуация - в хромосфере и короне. Там спектральные линии в 5-10 раз шире фотосферных (прежде всего - из-за более высокой температуры), и поэтому даже поля килогауссового диапазона теоретически не должны производить тех спектральных эффектов, которые возникают в фотосферных линиях.

Все-таки, наблюдения и теоретические расчеты показывают, что выявить и измерить сильные мелкомасштабные поля в хромосфере и короне вполне возможно. Один из методов - анализ вида бисекторов профилей I± V. В большинстве случаев отмечается V-образный вид этих бисекторов, что соотвествует большему расщеплению бисекторов в ядре линии, чем в ее крыльях. Теоретически V-эффект для широких эмиссий ( 1Å) всегда отсутствует при продольном поле, а при непродольном возникает лишь при напряженностях свыше 10 кГс. Наблюденные особенности V-эффекта в лимбовых вспышках и протуберанцах указывают на то, что в отдельных местах на высотах 10-20 Мм локальные поля равны 2-2.5 кГс, а температуры - примерно на порядок ниже, чем в "средней" атмосфере.


 

Принят 06 июня 2007 г.

54. Н.Р. Минькова
МОДЕЛИРОВАНИЕ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА С УЧЕТОМ КОНЕЧНОСТИ МАСШТАБОВ РАЗРЕШЕНИЯ ИЗМЕРЕНИЙ.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, Киев, Украина

В докладе представлена многочастичная статистическая модель солнечного ветра [1], построенная с учетом конечности масштабов разрешения измерений параметров потока плазмы. Полученные радиальные зависимости для плотности и скорости солнечного ветра совпадают с результатами двухчастичной кинетической модели (при ряде общепринятых допущений) [2] и согласуются с данными наблюдений в плоскости эклиптики. Приведено сравнение с кинетическими моделями, осованными на одночастичных функциях распределений частиц по скоростям.

Представленная модель воспроизводит наблюдаемое ускорение солнечного ветра за счет энергии теплового движения частиц плазмы у основания солнечной короны, в то время как одночастичные кинетические модели (как и гидро-динамические модели) нуждаются во введении дополнительных источников энергии для достижения аналогичных результатов.

Литература

Минькова Н.Р. Многочастичный статитстический подход к моделированию солнечной бесстолкновительной плазмы. // Известия вузов. Физика. - 2004. - Т.47 - № 10 Приложение (Прикладные проблемы сплошных сред Тематический выпуск). - С.73-80.

Vasenin Y.M., Minkova N.R., Shamin A.V. A kinetic model of solar wind // AIP Conference Proceedings. - 2003. V. 669, series Plasma Physics: 11th International Congress on Plasma Physics: ICPP2002. P. 516-519.


 

Принят 06 июня 2007 г.

55. Л.А. Акимов, И.Л. Белкина, Ю.И. Великодский, Г.П. Марченко, Е.В. Шалыгин
ВЫСОТНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ИЗЛУЧЕНИЯ ГЕЛИЯ В ЛИНИИ D3 ПО ДАННЫМ ЗАТМЕНИЯ 29 МАРТА 2006Г.
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, bil@astron.kharkov.ua

Ранее по данным кинематографических наблюдений, полученным во время 3-х затмений нами было обнаружено что высотное распределение гелиевого излучения имеет два максимума - основной, расположенный на высотах примерно 1500 км и дополнительный (нижний), расположенный вблизи фотосферы (h 250 км), где температура не выше 4300 градусов. Мы показали, что корональное излучение с l £  6 нм, может проникать до высот температурного минимума [1]. При этом нижний максимум в высотном распределении излучения гелия должен существенно изменяться с фазой цикла солнечной активности, поскольку его присутствие определяется рентгеновским потоком из короны, циклические изменения которого очень существенны. Поскольку полученные данные относились к периодам высокой или умеренной солнечной активности, для подтверждения механизма возбуждения нижнего максимума, важно было получить результат высотного распределения свечения гелия по данным затмения 29.03.2006 г., которое произошло вблизи минимума солнечной активности.

Вблизи внутренних контактов затмения 29.03.06 г. на экспедиционном спектрографе НИИА ХНУ с ПЗС-камерой Cascade 650 мы получили около 3800 изображений участка спектра с линией D3 HeI. Частота записи составляла 16 кадров/с, что соответствует пространственному расстоянию между кадрами около 20 км.. Данные записаны в память ПЭОМ, Приведены результаты исследования фотометрических характеристик ПЗС камеры и фотометрических измерений 560 кадров в одной из четок Бэйли на западном лимбе Солнца(j =12N ).  Получено распределение интегральной и поверхностной яркостей хромосферы в линии D3 HeI в интервале высот 0 - 9000км.

Обнаружено, что дополнительный максимум вблизи фотосферы в данном распределении отсутствует, а основной максимум расположен на высоте 2000км.

Полученные результаты подтверждают выводы работы [1].

Литература

1. Акимов Л.А., Белкина И.Л., Белецкий С.А., Дятел Н.П. Структура и эмиссия солнечной хромосферы в линии по наблюдениям полных солнечных затмений// Кинем. и физ. неб. тел.-2002.-т18, №2.-С. 136-147


 

Принят 06 июня 2007 г.

56. Л.А. Акимов, А.Л. Акимов, Н.П. Дятел
ИССЛЕДОВАНИЕ ДНЕВНОГО АСТРОКЛИМАТА ЗАГОРОДНОЙ БАЗЫ НИИ АСТРОНОМИИ ХНУ .
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, akimov@astron.kharkov.ua

В связи с предполагаемой установкой нового Харьковского спектрогелиографа на Чугуевской наблюдательной станции НИИ Астрономии ХНУ в !996-2006 годах были проведены наблюдения суточного и сезонного хода среднеквадратической величины амплитуды дрожания солнечного края [1, 2].

Анализ результатов наблюдений показывает, что в летние дни при антициклональной погоде и при слабых или умеренных ветрах восточного направления среднеквадратичная величина амплитуды дрожания не превышает 0.6" до 10 часов и достигает 0.7"-0.8" к полудню. При наличии снежного покрова среднеквадратичные значения амплитуды дрожания составляют около 0.9" и имеют слабую тенденцию уменьшаться с уменьшением зенитного расстояния Солнца. В мартовские и апрельские дни без снежного покрова и с мало развитой растительностью амплитуда дрожания составляет около 1" до 10 часов декретного времени, когда обычно начинают появляться конвективные облака, затем растет к полудню до 1.2"-1.3". Приведены результаты уникальных измерений амплитуды дрожания солнечного края в день затмения 31 августа 1999 г., где хорошо выражен типичный суточный ход этого параметра в летнее время [2].

Сделан вывод, что в 70% случаев среднеквадратичная величина амплитуды дрожания солнечного края не превышает одной секунды дуги, а дневной астроклимат на территории наблюдательной станции НИИА ХНУ позволяет реализовать высокое пространственное разрешение проектируемого спектрогелиографа и рекомендовать его установку на территории станции.

Литература

1. Л.А. Акимов, А.Л. Акимов, Н.П. Дятел, Влияние турбулентного следа разрушившегося облака на качество изображений Солнца.//Кинем. и физ. неб. тел.-2000-16, №3. С. 274-280.

2. А.Л Акимов, Л.А. Акимов "Исследование турбулентной активности атмосферы в день солнечного затмения 11 августа 1999 г."//Кинематика и физика небесных тел.-2001.-17, №2 С. 182-188.


 

Принят 06 июня 2007 г.

57. Л.А. Акимов, А.Л. Акимов, Н.П. Дятел
ИНСТРУМЕНТ ДЛЯ РЕГИСТРАЦИИ АМПЛИТУДЫ ДРОЖАНИЙ СОЛНЕЧНОГО КРАЯ В ЭКСПЕДИЦИОННЫХ УСЛОВИЯХ.
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, akimov@astron.kharkov.ua

В докладе приводится описание, блок-схема и технические характеристики экспедиционного инструмента для измерения амплитуды дрожания изображений небесных объектов. Дана методика и примеры измерений амплитуды дрожания ярких звезд, солнечного и лунного края. Инструмент успешно использовался для наблюдений в дни затмений 31мая 2003 г. в Харькове и 26 марта 2006 г. на Кисловодской горной станции. Анализируются результаты измерений амплитуды дрожания солнечного края в дни солнечных затмений

Литература

Акимов А.Л., Акимов Л.А. Об особенностях конвективной деятельности атмосферы в день затмения Солнца 31 мая 2003 г.// Кинем. и физ. неб. тел.-2004.-т.20, №5.-С. 452-456

 


 

 

Принят 14 июня 2007 г.

58.Л.И. Цветков, М.М. Поздняков
РАДИОТЕЛЕСКОП РТ-2: ЭТАПЫ МОНТАЖА ОБОРУДОВАНИЯ, ПРОБНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЦА
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Радиотелескоп РТ-2 сооружается под радиопрозрачным куполом см-диапазона и будет в окончательном варианте оснащен тремя радиометрами на волны 5; 3 и 2 см. Наблюдения на РТ-2 будут проводиться совместно с РТ-22 и в составе Службы Солнца в кооперации с РТ-3 и РТМ.

Основные этапы строительства и монтажа электронного и радиометрического оборудования следующие:

1997-1998 гг. - Подготовка площадки и ремонт секций купола. Приобретение зеркала.

1999- 2000 гг. - Монтаж купола. Проектирование опорно-поворотного устройства.

2001 г. - Монтаж ОПУ. Монтаж параболического зеркала диаметром 2,5 м.

2002 г.- Разработка блока управления приводами. Проектирование и изготовление облучателя. Проработка различных вариантов СВЧ- и НЧ- частей радиометров и их размещения на антенне.

2003 г.- Измерение параметров облучателя основного зеркала телескопа [1]. Разработка конструкции 2-х канальных переключателей диаграмм направленности.

2004 г. - Профилактика редукторов и монтаж ШД. Разработка фокальной кассеты. Разработка структурных схем радиометров. Приобретение ПК типа Пентиум-4.

2005 г.- Испытана система управления приводами радиотелескопа. Монтаж блока управления ШД. Смонтирована конструкция крепления фокальной кассеты. Приобретение 8-ми канального интерфейса и программного обеспечения. Доставка источников питания для блока ШД.

2006 г. - Испытание 4-х канального НЧ-модуля [2]. Проектирование и изготовление каркаса фокального блока. Изготовлены СВЧ-модули радиометров на 3 см и 5 см.

2007 г. - Монтаж блока источников питания фокального блока. Монтаж фокального блока с приемными модулями на 3 и 5 см. Монтаж стойки. Монтаж межблочных соединений. Разработка и испытания радиоканала передачи данных. Пробные наблюдения Солнца.

В изготовлении узлов и оборудования оказана спонсорская помощь следующих организаций: СибИЗМИРАН, МИКРОТЕК, МИРРАД, НИРФИ, ГАО НАНУ, ГАО РАН.

Литература

1. Донской М.В., Миронов М.А., Цветков Л.И.// В сб. Материалы 13-й конференции "КрыМиКо - 2003". 8-12 сентября. Севастополь. "Вебер" С.427.

2. Цветков Л.И., Сырейщиков В.П. // В сб. Материалы 16-й конференции "КрыМиКо - 2006". 11-15 сентября. Севастополь. "Вебер" С.948-949.


 

 

Принят 14 июня  2007 г.

59. И.С. Генералов, П.С. Никитин, С.А. Самисько, Л.И. Цветков, Ю.Ю. Юровский
КОЛЕБАТЕЛЬНЫЕ ПРОЦЕССЫ В СОЛНЕЧНЫХ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЯХ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ НА РТ-22 В АВГУСТЕ 2006.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Наблюдения проводились на РТ-22 НИИ "КрАО" с помощью радиометров на волны 3,5; 2,8 и 2,0 см, скомпонованных по новой схеме [1] и функционирующих в компенсационном режиме. При наблюдениях регистрировалась полная интенсивность радиоизлучения на указанных волнах, дискретность записи информации была 1 сек.

Ранее полученные результаты по исследованию минутных колебаний в сантиметровом излучении локальных источников [2] свидетельствуют, что в радиоизлучении существуют многомодовые колебания в диапазоне частот 1-4 мГц. Эти результаты основаны на наблюдательном материале 1985-1986 гг. (минимум солнечной активности). Поэтому представлялось интересным сопоставить их с результатами наблюдений 2006 г., - года очередного минимума солнечной активности, применяя современные методы обработки данных наблюдений.

Сбор и предварительная обработка данных были выполнены с помощью специально разработанных программ. Вычисление Фурье- и вейвлет-спектров (Морле) осуществлялось с помощью стандартного пакета "Маtlаb".

Проводились наблюдения активных областей NOAA 10904 и NOAA 10905. Для обработки отбирались записи, в которых колебания радиоизлучения проявлялись в явном виде. Анализировались данные наблюдений на волнах 2,0 и 2,8 см в периоды (12.08.06- 20.08.06) и (23.08.06-25.08.06). Результаты обработки:

Фурье-спектры содержат ряд достоверных гармонических составляющих в интервале 1000-70 сек. Вейвлет - спектры колебаний на волнах 2,0 и 2,8 см в некоторых случаях содержали максимумы спектральной плотности, совпадающие по частоте и времени появления, в других случаях имело место временное запаздывание на указанных длинах волн. Длительность паузы между волновыми пакетами составляла 20-40 мин.

Открытые в КрАО повышения радиояркости на ММ- и СМ- волнах в полярных областях Солнца [3] так же были объектами наблюдений. Колебательные процессы в полярной (N) области Солнца изучались по наблюдениям (12.08.06-19.08.06). Обсуждаются некоторые особенности распространения волн в атмосфере Солнца.

Литература

1. Генералов И.С.// В сб. Материалы международной молодежной конференции "РТ-2007". 16-21 апреля. Севастополь. "Сев НТУ" С.91.

2. Цветков Л.И., Тарасова Т.Н. // Изв. Крымской астрофиз. обс.1988.-Т.80.-С.130-141.

3. Моисеев И.Г., Нестеров Н.С. // Изв. Крымской астрофиз. обс.1987.-Т.77.-С.83-89.


 

 

Принят 14 июня  2007 г.

60. М.М. Ковальчук, М.Б. Гирняк
К ВОПРОСУ О КРАТКОСРОЧНОМ ПРОГНОЗЕ РАЗВИТИЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко, ул.Кирилла и Мефодия,8, г.Львов,79005

Для решения задачи прогноза развития активных областей (АО) на Солнце проведен последовательный анализ поведения главных характеристик солнечной активности - флоккул, пятен, вспышек. Использовалась наблюдательная база данных о состоянии солнечной фотосферы и хромосферы, полученная на Астрономической обсерватории Львовского университета, дополненная данными с INTERNET's. Работа проводилась в три этапа. На первом этапе объектами изучения были флоккулы, на втором - группы пятен и ,наконец, на третьем - попытка дать прогноз вспышечной активности всей АО. Для решения этой задачи мы использовали метод распознавания образов, потому что он хорошо удовлетворяет особенности полученной информации - различную форму данных, объем статистического материала и т.п. Полученная вероятность возникновения вспышек в группах пятен следующая: ошибочный прогноз составляет 17% от числа всех групп пятен; неуверенный прогноз - 3% ; правильно прогнозируемая вспышечная активность относится к 80 % от всех рассмотренных групп пятен.


 

 

Принят 14 июня  2007 г.

61. М.М. Ковальчук, М.Б. Гирняк, М.И. Стодилка
РЕШЕНИЕ НЕРАВНОВЕСНОЙ ЗАДАЧИ ПЕРЕНОСА ИЗЛУЧЕНИЯ ДЛЯ СЛОЖНЫХ ФРАУНГОФЕРОВЫХ СПЕКТРОВ РЕДКОЗЕМЕЛЬНЫХ ЭЛЕМЕНТОВ.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко, ул.Кирилла и Мефодия,8, г.Львов,79005

Представлены результаты решения уравнения переноса излучения в отсутствии локального термодинамического равновесия (ЛТР) в солнечной атмосфере для сложных многоуровенных моделей атомов редкоземельных элементов (РЗЭ). Расчеты проведены методом ускоренной ламбда-итерации. Получены количественные значения параметров, описывающие отклонения от ЛТР на различных уровнях атмосферы Солнца и их воздействие на фраунгоферовые линии - заселенности их уровней , функцию источника, эквивалентные ширины и т.п. Получен и объяснен переход в эмиссию линий на краю диска Солнца, что согласуется с наблюдательными данными и подтверждает существенную роль не-ЛТР эффектов в механизме образования слабых сложных спектров РЗЭ на Солнце.


 

 

Принят 14 июня  2007 г.

62.  A.A. Соловьев
НИЗКОЧАСТОТНЫЕ КОЛЕБАНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН КАК ДАГНОСТИЧЕСКОЕ СРЕДСТВО ИХ ИССЛЕДОВАНИЯ.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория solov@gao.spb.ru

Солнечное пятно рассматривается как уединенное, четко локализованное как по радиусу, так и по глубине, магнитное образование, погру женное в неоднородную по вертикали внешнюю среду (фотосферу и конвективную зону), строение которой задается из-вестными эмпирическими распределениями. Ставится задача обобщенного описания та-кой магнитоплазменной структуры, установления условий ее равновесия как по горизон-тали, так и по вертикали, с учетом вертикального перераспределения газовых масс при образования пятна, а также определения области ее устойчивости. Найдено, что солнеч-ные пятна в данной модели "мелкого" пятна, развиваемой автором с 1984 года, устойчивы именно в наблюдаемом диапазоне от 1 до 4 -5 кГс. Рассчитана зависимость частоты собственных колебаний солнечного пятна, как целого, от напряженности его магнитного по-ля. Характерные периоды собственных колебаний пятен составляют от 30 до 200 минут. Сопоставление теоретических кривых с данными наблюдений, полученными различными методами и независимыми наблюдателями, показывает их хорошее согласие. Построенная модель позволяет рассматривать долгопериодические колебания пятен как мощное диагностическое средство исследования их физических и геометрических параметров.


 

 

Принят 19 июня  2007 г.

63. В.В. Прокофьева, А.Н. Рублевский
АНАЛИЗ СОЛНЕЧНОГО СВЕТА, РАССЕЯННОГО ШЕРОХОВАТЫМИ ПОВЕРХНОСТЯМИ БЕЗАТМОСФЕРНЫХ ТЕЛ.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Солнечная система является сложной самоорганизующейся системой, содержащей кроме больших планет многочисленные малые тела - спутники больших планет, астероиды, кометы, метеороиды. На их поверхностях имеется большое число разнообразных деталей и неоднородностей. Такие поверхности принято называть шероховатыми. Можно считать, что солнечное излучение падает на них практически параллельным пучком. Законы рассеяния такого освещения шероховатыми поверхностями исследовались неоднократно. Известно, что рассеянный свет несет информацию о структуре поверхности, в том числе о размерах деталей поверхностей. Изменение спектрального состава рассеянного поверхностью света по сравнению со светом, падающем на безатмосферное тело, несет информацию о цвете деталей шероховатой поверхности.

Особый интерес представляют исследования солнечного света, рассеянного поверхностями астероидов. Эти тела вращаются вокруг своих осей, позволяя земному наблюдателю просматривать всю поверхность в течение небольшого времени. Многие наблюдатели астероидов отмечали, что световые кривые, полученные за период вращения астероида, не являются гладкими. Отраженный и рассеянный различными участками поверхности астероида свет оказывается несет информацию о деталях, имеющихся не его поверхности. Т. е. земной наблюдатель регистрирует при вращении астероида переменный во времени световой сигнал. Вопрос о том, какова глубина этой модуляции и можно ли ее надежно зарегистрировать. Первые сообщения в печать о возможности определения размеров деталей шероховатых поверхностей появились во второй половине прошлого века, когда начала широко использоваться астрофотометрия с помощью фотоумножителей. Современная светоприемная аппаратура обладает еще более высокой точностью и позволяет регулярно получать точность порядка долей процента. Поэтому задача исследований деталей шероховатых поверхностей безатмосферных тел солнечной системы является сейчас не только актуальной, но и вполне разрешимой.

Спектральный состав солнечного света, рассеянного поверхностью астероида, является измененным. Эти изменения вносятся в виде появления отдельных спектральных полос, что свидетельствует о химическом составе поверхности. Изменения в распределении энергии в солнечном спектре несет информацию о цвете деталей отражающей и рассеивающей поверхности, то есть о наличии на астероиде цветовых пятен.

Известно, что безатмосферные поверхности тел солнечной системы подвержены воздействию так называемой "космической погоды". Результатом ее воздействия является изменение спектральных отражательных свойств поверхностей. Например, поверхности астероидов спектрального типа со временем становятся более красными. Есть мнение, что по рассеянному поверхностью астероида солнечному свету можно определить его возраст.

В НИИ КрАО разрабатывается спектрально-частотный метод анализа света, рассеянного поверхностями безатмосферных тел Солнечной системы. Приведены результаты исследований.

Определения размеров гидросиликатных пятен на астероиде 21 Лютеция позволило сделать заключение, что эти образования являются молодыми.

Исследование цветовых пятен на поверхности астероида 4 Веста показало, что красноватые пятна является более старыми, а голубоватые более молодыми образованиями.

Проведенные исследования показали возможность определения размеров различных пятен на поверхностях безатмосферных тел. В эпоху быстрого развития космонавтики такие возможности становятся необходимыми. Особенно важны они для планирования развития средств защиты Земли от опасного космического тела.


 

 

Принят 22 июня  2007 г.

64. Т.К. Бреус
РОЛЬ РИТМОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В ФОРМИРОВАНИИ ФУНДАМЕНТАЛЬНОЙ ЭНДОГЕННОЙ РИТМИКИ БИОЛОГИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ.
Институт космических иследований РАН Москва 117 997, Профсоюзная 84/32б e-mail: breus36@mail.ru

В начале 90-х годов прошого столетия была выдвинута гипотеза о том, что ритмы солнечной активности и электромагнитных полей, порожденных её воздействием на магнитосферу Земли, могут играть роль внешних синхронизаторов, сформировавших эндогенную ритмику биологических объектов, подобно тому, как ритмы солнечного волнового излучения, генерированные собственным вращением Земли и суточными изменениями освещенности и температуры, сформировали циркадианные (суточные ритмы) у биологических объектов. Ряд проведенных исследований показал, что ритмы с периодами, сходными с периодами ритмов характеристик Солнца, солнечного ветра и межпланетного магнитного поля, а также ритмов геомагнитной активности вплоть до геомагнитных микропульсаций, чатоты которых соответствуют основным ритмам сердца, существуют на всех уровнях биологических объектов от клетки до популяции. Показана достоверная выраженность и сходство соответствующей ритмики и ее динамики в циклах солнечной активности. Эти результаты имеют фундаментальное значение для биологии, поскольку до недавнего времени как существование многих из выявленных ритмов, так и причины происхождения, например, инфрадианных ритмов (с периодами больше суточного) не находило самосогласованного объяснения. Некоторый прикладной аспект этот проблемы сводится к тому, что "сбои" в синхронизации гелио-геомагнитных и биологических ритмов могут сопровождаться негативными последствиями в "группах риска", когда речь идет о человеческой популяции. Эти "сбои" выражаются в реакциях типа "адаптационного синдрома", сходного с рассогласованием фаз при нарушениях синхронизации суточных ритмов, например, при трансконтинентальных перелетах. В докладе приводятся результаты исследований ритмов солнечной и геомагнитной активности, их долгопериодической динамики, а также проводится их сопоставление с медико-биологическими ритмами, полученными путем многолетнего мониторирования самых различных объектов биологической популяции за периоды втечение нескольких циклов солнечной активности.


 

 

Принят 22 июня  2007 г.

65. В.А. Ожередов
АНАЛИЗ ДИНАМИЧЕСКОЙ ВЗАИМОСВЯЗИ СОЛНЕЧНОЙ И ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ И БИОЛОГИЧЕСКИХ РИТМОВ МЕТОДАМИ ПОСТРОЕНИЯ ДИНАМИЧЕСКИХ СПЕКТРОВ И ФИЛЬТРАЦИИ РЕКУРСИЙ И ПЕРИОДИЧНОСТЕЙ.
Институт Фкосмических исследований РАН Москва 117997, Профсоюзная 84/32, e-mail: ojymail@mail.ru

Механизм выявления взаимосвязи временных рядов гелиогеомагнитых и медико-биологических параметров, обозначенный в ряде работ за последние годы, отображался на реальные временные ряды в виде детерминированных закономерностей, структура которых позволяла сделать вывод (быть может, несколько формальный) о степени влияния гелиогеомагнитных факторов на популяцию.

В постановке задачи данной работы сделан акцент на алгоритмических аспектах выявления информационно-насыщенных компонент наблюдаемых рядов (фильтрация), морфология которых проста и понятна, а именно, ритма и рекурсивного многообразия в наблюдаемых временных рядах, т.е. совокупности функционально связанных между собой сигналов, что позволяет на качественном уровне описать взаимосвязь гелиогеофизических и биологических процессов.

Преимущество полученных СВАН-диаграм в том, что на них отчетливо прослеживаются узкополосные ритмы, а также время их возникновения и исчезновения. Преимущество применяемых в данной работе методов фильтрации ритмической компоненты сигнала состоит в получении периодического ряда общего вида, описываемого относительно небольшим числом параметров, тогда как для Фурье- или вейвлет-разложения требуется большое число базисных функций и, следовательно, основанный на них метод фильтрации периодических составляющих не является устойчивым. Рекурсивный анализ абстрагирован от конкретных видов сигналов, и основанием для вывода о взаимозависимости временных рядов служит функциональная связь между их информационно-насыщенными компонентами.

Анализ связи временных рядов по смертности от инфарктов миокарда в Миннесоте (США) за 28 лет и артериального давления за 16 лет, а также смертности от инфарктов в Болгарии за 25 лет с различными индексами солнечной активности показал, что существует достоверная зависимость медицинских данных от геомагнитной активности Кр и Рс-1, захват частоты происходит в большей степени у ритмов Кр, чем у чисел Вольфа. Почти все компоненты динамических спектров в области от 0.5 до 2 лет в аа-индексе и солнечном ветре находят отражение в ритмах артериального давления и смертности от инфаркта. Общий вывод - ритмы солнечной активности явились биологическими часами для формирования временной структуры живых систем.

В отличие от других подходов расмотренные методы оперируют понятием близости информативной компоненты и наблюдаемого ряда и лишены недостатков статистического расмотрения вопроса. Метод имеет широкую область применения в других областях физики, поскольку допускает получение значимых результатов в условиях недостатка априорной информации.


 

 

Принят 02 июля  2007 г.

66. И.С. Лаба
ПРОТОННАЯ ВСПЫШКА 4В/Х17 НА СОЛНЦЕ 28.Х.2003 Г. И ЕЁ ВЛИЯНИЕ НА МАГНИТОСФЕРУ ЗЕМЛИ.
Астрономическая обсерватория, Львовский национальный Университет имени Ивана Франко

Используя наблюдательные данные о мощной протонной вспышке 4В/Х17 на Солнце 28.Х.2003г., полученные в Астрономической обсерватории Львовского национального университета, Магнитной обсерватории "Львов" и КА GOЕS-10,-11,-12, изучается влияние вспышечного электромагнитного и корпускулярного излучения на магнитосферу Земли.

Предвспышечный период начался в 9:30 UT и продолжался 1.5 часа: 11:01 UT - бурное начало большой двухленточной вспышки. Исключительно мощная протонная вспышка 4В/Х17 28.Х.2003г. высвободила большую энергию (~1032 эрг) в виде механического движения протонов, тепловой энергии и энергии излучения. Продуцированное электромагнитное излучение, эжекция корональной массы, солнечные космические лучи, ударные волны, магнитоплазмовые сгустки ("плазмоиды") и целые облака высокоэнергетических частиц, преодолевая межпланетное пространство, возмущали климатическую систему Земли и вызывали в ней целый ряд явлений (полярное сияние, магнитную бурю, внезапное ионосферное возмущение и др.), вызывая отрицательное действие как на жизнедеятельность людей, так и на космические аппараты.

Коротковолновое электромагнитное (УФ, Х, γ) излучение сильно ионизировало верхние слои атмосферы (100-120 км) и приводило к возникновению ионосферных токов в сотни тысяч ампер. В околоземном пространстве на уровне магнитосферы в максимуме потока 29.Х.2003г. (00:00 - 11:00) UT за одну секунду сквозь 1 см2 проходило 3·104 протонов с Е ≥ 10 МеВ.

Учитывая тот факт, что ионосферный ток в утренние часы, а также магнитосферный кольцевой ток (вызванный протонами) текут на запад, то суммарное магнитное поле этих токов на средних широтах будет антипараллельным к магнитному полю Земли. Это привело к уменьшению горизонтальной составляющей геомагнитного поля на 760 nT.

Максимальная геоэффективность данной вспышки определяется как мощностью, так и локализацией около центрального меридиана. Магнитная буря, вызванная исключительно мощной вспышкой 28.Х.2003г., является одной из наиболее сильных за последние 50 лет. Это очень большая магнитная буря или экстрабуря. Полярное сияние, которое её сопровождало, наблюдалось и на средних широтах.


 

 

Принят 02 июля  2007 г.

67. М.И. Стодилка
ГЛОБАЛЬНЫЕ ОСЦИЛЛЯЦИИ И НЕОДНОРОДНАЯ СТРУКТУРА ФОТОСФЕРЫ СОЛНЦА.
Астрономическая обсерватория, Львовский национальный Университет имени Ивана Франко

В работе показано, что пятиминутные осцилляций яркости Солнца - это результат рассеивания глобальных осцилляций низких l на грануляционной структуре.

По данным наблюдений с космических аппаратов (VIRGO на SOHO, ДИФОС на КОРОНАС-Ф) вариаций интенсивности излучения Солнца как звезды, мы воспроизвели возмущения термодинамических параметров фотосферы Солнца, которые порождают наблюдаемые флуктуации интенсивности. Такой подход дает распределение флуктуаций по высоте и во времени, что позволяет исследовать влияние грануляции на глобальные вариации излучения Солнца. Грануляционная шкала флуктуаций температуры и скорости порядка длины волны акустических пятиминутных осцилляций в солнечной атмосфере. А следовательно, эти колебания могут рассеиваться на неоднородной структуре фотосферы. При исследовании высотного распределения глобальных фотосферных колебаний низких l показано, что пятиминутные колебания яркости Солнца порождены глобальными стоячими волнами, один из узлов которых приходится на начало переходной области к проникающей конвекции h » 90 км ¸ 100 км, а пучности при: h »50 км и 180 км. При прохождении глобальных мод вверх рассеивание волн на температурных неоднородностях усиливается полем конвективных скоростей, в результате чего рассеянные волны сильно отклоняются от вертикального направления распространения и захватываются соответствующим фотосферным слоем - звуковым резонатором. Захваченные колебания распространяются в противоположные стороны почти горизонтально, что и порождает глобальную стоячую температурную волну. Мы также исследовали вклад акустических и внутренних гравитационных мод в колебания яркости Солнца. Для этого мы по результатам наблюдений Солнца с высоким пространственно - временным разрешением (VTT, Щукина Н.Г.) воспроизвели: а - пространственно-временные вариации температуры, плотности и др. на масштабах грануляции, порожденные как p- и g- модами, так и конвективными движениями (по профилям линии нейтрального железа с высоким пространственным разрешением); б - выделили из воспроизведенных пространственно-временных вариаций температуры (наблюдения VTT) p- и g- псевдоглобальные фотосферные колебания излучения Солнца низких l. Структура глобальных (данные VIRGO, ДИФОС) и псевдоглобальных акустических колебаний температуры (данные VTT) похожа

Рассеянные на фотосферных неоднородностях глобальные p- моды низких l дают глобальную конструктивную интерференцию (наложение падающих и отраженных волн), что приводит к образованию в фотосферных слоях стоячих волн; последние вызывают модуляцию яркости Солнца. В области пятиминутных колебаний вклад в псевдоглобальные колебания гравитационных волн гораздо меньший, чем акустических.


 

 

Принят 02 июля  2007 г.

68. Б.М. Владимирский
ПРОГНОЗ О ГЛОБАЛЬНОМ ПОТЕПЛЕНИИ - НАУКА И ПОЛИТИКА.
НИИ "Крымская астрофизическая Обсерватория" e-mail: bvlad@yandex.ru

Отмечается, что проблема долгосрочного климатического прогноза является междисциплинарной. Базовая модель, на основе которой сделан вывод о предстоящем глобальном потеплении, полностью игнорирует данные о влиянии солнечной активности на систему климата, реализуемой через солнечный ветер - магнитосферу. Из анализа соответствующей литературы следует, что воздействие на климат по данному каналу приводит к изменениям типа тропосферной циркуляции. Для надежной оценки вклада этих эффектов в глобальные климатические изменения требуется реализация специальной исследовательской программы. Ее выполнение сильно осложняется нынешней мировой политической ситуацией. Делается вывод о том, что общепринятый сейчас вариант прогноза о глобальном потеплении 30,6 ± 20,2 к концу текущего столетия является грубо ошибочным. Глобальная температура, вероятно, понизится на 00,5 в 2012 - 2015 гг. из-за предстоящего снижения уровня солнечной активности.


 

 

Принят 11 июля  2007 г.

69. Т.Е. Вальчук, А.И. Лаптухов
ПРОЯВЛЕНИЕ ДИНАМИКИ ГЕЛИОМАГНИТНОГО МОМЕНТА В СОЛНЕЧНОМ ВЕТРЕ.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова РАН, г.Троицк Московской обл., valchuk@izmiran.ru

Показано, что компонент дипольного магнитного момента Солнца (M), перпендикулярный оси вращения (Мр), приводит к колебаниям радиального компонента магнитного поля BR  солнечного ветра с периодом порядка 28 суток и амплитудой Ap, пропорциональной Мp. Компонент вектора M, параллельный оси вращения Солнца (M || ),  отвечает за годовые колебания  BR вблизи Земли, находящейся полгода ниже и полгода выше гелиоэкваториальной плоскости. Период этих колебаний T близок к одному году, T@ TE=1 год. С учётом динамики магнитного поля Солнца с периодом TM @ 21   год период должен быть близок к T=TETM/(TM ±  TE). Амплитуда A ||  этих колебаний пропорциональна модулю M || . Когда величина Aр (A ||  ) максимальна, то амплитуда A ||  (Aр) мала. Всё это согласуется с ранее установленным фактом, что в течение солнечного цикла величина модуля вектора M никогда не обращается в ноль (она изменяется, но не сильно), а его направление изменяется от северного к южному и затем снова к северному. Такое поведение гелиомагнитного момента, по-видимому, невозможно объяснить в рамках классической динамо теории (т.е. только за счёт движения химически однородной проводящей жидкости).


 

 

Принят 11 июля  2007 г.

70. Т.Е. Вальчук
ПРОЯВЛЕНИЕ ДИНАМИКИ ГЕЛИОМАГНИТНОГО МОМЕНТА В СОЛНЕЧНОМ ВЕТРЕ.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова РАН, г.Троицк Московской обл., valchuk@izmiran.ru

Исследование гелиосферного плазменного слоя (ГПС) в период эпохи минимума солнечной активности (СА) представляет особый интерес, т.к. именно в это время ГПС становится наиболее плоским и приближенным к плоскости эклиптики. ГПС разделяет области преимущественной полярности в солнечном ветре (СВ) околоземного космоса, чередование которых представляет собой вариации секторной структуры межпланетного магнитного поля. Внутри ГПС находится гораздо более тонкий гелиосферный токовый слой (ГТС). Вышеперечисленные гелиосферные характеристики относятся к долговременным проявлениям СА, поэтому прохождение границ секторной структуры, представляющих собой ГПС, содержит информацию о динамике СА в экваториальном поясе Солнца в период минимума. Минимум 23 цикла СА в 2006-2007гг. содержал также спорадические проявления СА, среди которых доминировали слабые и умеренные возмущения, что характерно для этого периода. Однако событие мощной геомагнитной бури 13 декабря 2006г. подтвердило возможность возникновения геомагнитных экстра-бурь в эпоху минимума СА. Причиной экстра-бури была X-вспышка на Солнце, после которой произошла подвижка границ секторной структуры, выявленная в последовательном прохождении рекуррентных ситуаций в СВ вблизи Земли. Наиболее частыми причинами возмущенности магнитосферы в минимуме СА являются лидирующие границы высокоскоростных коротирующих потоков СВ.

Для исследования ГПС применялся фрактальный анализ. В последнее время фрактальность плазмы [1] солнечного ветра широко обсуждается, поскольку наличие в ней вложенных структур позволяет исследовать их особенности, применяя вычислительные методы [2]. Нами использованы данные спутника Wind, имеющие достаточно равномерную временную дискретизацию и незначительное количество пропусков в регистрации параметров плазмы СВ. Расчеты производились для плотности N и радиальной скорости СВ Vx (взятых в GSM-системе координат), а скользящая величина фрактальной размерности (ФР) D вычислялась для окна в 6 часов при шаговом сдвиге в 3 часа [3]. Именно метод Хигучи [2], как полагают, позволяет выявить реальные физические изменения в плазме СВ по вариациям ФР. Производя расчеты для 2006г. и текущего 2007г., мы подтвердили величину ФР для высокоскоростных потоков из КД D = 1.7-1.9, а гелиосферный плазменный слой при прохождении выявляется по резкому уменьшению ФР до величин порядка D = 1.5, спорадические вспышечные потоки и коротирущие регионы в СВ характерны резкими перепадами величин ФР, не имеющими явных систематических вариаций.

БИБЛИОГРАФИЯ

1. Могилевский Э.И.,Фракталы на Солнце. М.:ФИЗМАТЛИТ, 2001, 152с.

2. Higuchi T., Approach to an irregular time series on the basis of the fractal theory, Physica, D31, 1988, p.277.

3. Вальчук Т.Е, Могилевский Э.И., Одинцов В.И. Рекуррентная экваториальная корональная дыра на Солнце и ее проявления в солнечном ветре и магнитосфере Земли, Геомагнетизм и аэрономия, 2004, Т.44, №1, С.16.


 

 

Принят 11 июля  2007 г.

71. G. Korotova1, D. Sibeck2, T. Rosenberg3
GEOTAIL OBSERVATIONS OF FLUX TRANSFER EVENTS.
1IZMIRAN, Troitsk, Russia,
2GSFC/NASA, USA,
3UMD,College Park, USA

We present the results of a statistical study of 500 flux transfer events (FTEs) observed by the Geotail spacecraft. We study the motion of events within the magnetosheath that move faster or slower relative to the magnetosheath flow itself and the signatures that they produce in plasma parameters. Event boundaries can be distinguished by sharp reversals in flow directions. We made plots of velocity distribution function for FTEs observed in the sheath and sphere to determine direction of event motion in dependence on sense of polarity of Bn component of FTEs. We determine the region where events originate and their mode of event generation as a function of solar wind conditions. We determine whether events originate along a tilted subsolar merging line during periods of southward IMF orientation, but at high-latitudes during periods of northward IMF orientation. We test the solar wind conditions to determine whether events generated by solar wind/foreshock pressure pulses move across the magnetopause in a direction determined by the orientation of solar wind discontinuities striking the magnetosphere.


 

 

Принят 16 июля  2007 г.

72. М.И. Рябов
КОМПЛЕКСЫ АКТИВНОСТИ И КОМПЛЕКСЫ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ НА СОЛНЦЕ В МИЛЛИМЕТРОВОМ РАДИОИЗЛУЧЕНИИ.
Одесская обсерватория Радиоастрономического института НАНУ

Исследуется динамика изменений радиоизлучения комплексов активных областей и комплексов активности на Солнце в миллиметровом диапазоне длин волн по данным, полученным на РТ-22 Крымской Астрофизической Обсерватории и РТ-14 Хельсинского Технологического Университета за период с 1978 по 1992 гг.

Источники радиоизлучения в миллиметровом диапазоне, возникающие над несколькими группами пятен, называются комплексами активных областей (КАО). Комплекс активности ( КА) - это совокупность несколь-ких активных областей, объединенных общим магнитным полем. Все эти структуры в радиоизлучении сущест-вуют на Солнце в течение многих оборотов. Наиболее мощные солнечные вспышки происходят в комплексах активности и комплексах активных областей.

Из результатов проведенной работы следует:

1. Комплексы активных областей отражают крупномасштабную структуру центра активности на Солнце, и изменения крупномасштабной структуры может быть определено по данным миллиметрового излучения на Солнце.

2. Расчеты корреляционных моделей показывают значимую статистическую зависимость между основными параметрами ведущего локального источника в комплексе активности с общей площадью группы пятен.

3. В определённых условиях проявляет себя зависимость динамики изменений радиоизлучения от площади головного пятна лучше в тех случаях, когда площадь головного пятна больше или сопоставима с площадью всей группы пятен.

4. Особый случай представляет собой расчеты корреляционных моделей для комплексов активных областей с повышенной вспышечной активностью. В таких случаях основную роль играет не столько площадь самой группы пятен, а наличие локальных процессов усиления магнитных полей, которые приводят к вспышкам. При этом уменьшение площади группы пятен обычно предшествует крупным вспышкам. В этих случаях в расчетах корреляционных моделей обнаруживается обратно пропорциональная зависимость параметров локального источника от общей площади группы пятен.

5. Расчеты корреляционных моделей зависимости между параметрами радиоизлучения комплексов активных областей и оптическими параметрами группы пятен дают значение множественных коэффициентов корреляции в пределах от 0,7 до 0,9. Объединение данных по различным комплексам активных областей, как правило давало заниженные значения коэффициентов множественной корреляции.


 

 

Принят 26 июля  2007 г.

73. М.Л. Демидов, Е.А. Голубева
ИССЛЕДОВАНИЕ ВРЕМЕННЫХ ИЗМЕНЕНИЙ ПАРАМЕТРОВ ОТЛИЧИЯ КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ СОЛНЦА ПО РАЗЛИЧНЫМ РЯДАМ НАБЛЮДЕНИЙ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН. Г. Иркутск email: demid@iszf.irk.ru

Регрессионный анализ измерений напряжённости общего магнитного поля (ОМП) Солнца как звезды в различных обсерваториях (Крым, Станфорд, Саяны) показывает, как известно, что результаты для разных лет могут существенноо отличаться. Имеются также указания, что и наблюдения крупномасштабных магнитных полей (КМП) в обсерваториях Маунт Вилсон, Станфорд, Китт Пик, Саяны находятся в различной степени соответствия год от года. Вопрос о том, случайно ли это или обусловлено реальными физическими механизмами (солнечной или инструментальной природы), пока остаётся открытым. Понятно, что данная проблема актуальна как для выяснения отдельных аспектов природы солнечного магнетизма, так и в более широком контексте физики Солнца. В настоящей работе выполнен детальный статистический анализ наблюдений ОМП и КМП в упомянутых обсерваториях (и дополнительно на SOHO) в различные годы, приходящиеся на различные фазы цикла солнечной активности. Кроме того, проанализированы наблюдения в одной и той же обсерватории, но в различных спектральных линиях (Маунт Вилсон, Саяны). Один из полученных выводов указывает на сильную зависимость результатов от степени коррелированности рядов наблюдений.


 

Принят 26 июля  2007 г.

74. А.П. Крамынин
О НЕКОТОРЫХ ОСОБЕННОСТЯХ СПЕКТРА ВАРИАЦИЙ РЯДА ЧИСЕЛ ВОЛЬФА.
Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН e-mail kramynin@utl.ru

По ежедневным значениям чисел Вольфа исследованы некоторые особенности временного спектра вариаций солнечной активности.

Наиболее выдающиеся пики в низкочастотной части спектра соответствуют вековому и одиннадцатилетнему циклам. Одиннадцатилетний цикл и кратные ему модулированы вековым циклом. В высокочастотной части спектра вариации связаны с вращением Солнца и неравномерным распределением солнечной активности по долготе. Они модулированы 11-летним циклом.

Показано, что появление модуляционных пиков связано не только с изменением амплитуды циклов, но с вариациями их продолжительности с периодом векового цикла.


 

 

Принят 26 июля  2007 г.

75. Г.С. Иванов-Холодный В.Е. Чертопруд
КВАЗИДВУХЛЕНТНИЕ ВАРИАЦИИ В СОЛНЕЧНЫХ И ЗЕМНЫХ ПРОЦЕССАХ.

На 25-летнем интервале анализируются квазидвухлетние вариации (КДВ) ряда гелио и геофизических процессов. Делаются следующие заключения.

1) Фазы и амплитуды КДВ разных индексов солнечной активности (СА) и гелиогеомагнитных параметров близки между собой.

2) КДВ зональной скорости U экваториального стратосферного ветра (по индексу Чучкалова) по фазе и амплитуде существенно отличаются от КДВ в индексах СА.

3) В двух индексах I и sI, описывающих изменения полного потока излучения Солнца Ir (I - среднемесячное значение Ir , sI - стандартное отклонение Ir в текущий месяц), наблюдаются КДВ, находящиеся почти в противофазе между собой.

4) КДВ в индексе I близки по фазе и амплитуде к КДВ индексов СА, а КДВ в индексе sI похожи на КДВ в скорости U.


 

 

Принят 26 июля  2007 г.

76. В.А.Остапенко
ФИЗИЧЕСКИЕ И ГЕОМЕТРИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ТОКОВЫХ СЛОЕВ, НАБЛЮДАЮЩИХСЯ КАК СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ.
Институт инновационных технологий и содержания образования Министерства образования и науки
04070, Киев, ул. Сагайдачного, 37. e-mail: osdar@zeos.net

Солнечная вспышка – это и есть токовый слой (cs) [1]. Адекватная модель cs - ламинарный уплотненный слой хромосферной плазмы, геометрические размеры которого составляют малую долю размера всплывающей компактной арочной системы нового магнитного потока. Имеет место взаимосвязь между вычисленной плотностью плазмы Ncs, наблюдаемой скоростью выбрасывания потоков плазмы из слоя Vcs, и эффективной напряженностью магнитного поля В в месте контакта нового и существующего полей - B=Vcs = Vcs . Внешнее проявление cs (рис.1) в непрерывном излучении определяется только Ncs - другими словами, только величиной магнитного поля. Наблюдения указывают на обязательное появление “черной” вспышки непосредствеено перед “белой” вспышкой. Это и другие соображения указывают на непрерывное увеличение Ncs со временем в процессе вспышки. Плотность плазмы Ncs увеличивается от плотности окружающей хромосферы 1013 см-3 до 2-5 1018 см-3 (при малых Lcs ~ 103-104 см). Токовый слой прозрачен (cs(TRF)) для непрерывного излучения фотосферы и не наблюдается вплоть до Ncs = 5 1016 см-3. Магнитное поле и его конфигурация у каждой вспышки разные. Поэтому, наблюдаются прозрачные в непрерывном спектре (cs(TRF)), “черные” (cs(BLF)) или “белые” (cs(WLF)) вспышки различной формы и интенсивности. А классификации вспышек по баллам - есть классификация магнитная.

wpe1.jpg (8289 bytes)wpe3.jpg (6246 bytes)

Рис.1.Моделирование внешнего проявления токового слоя на фоне излучения фотосферы при различных значениях плотности плазмы                                                 Ncs, (Те = 8500 K и Lcs = 104 cm) [1].

Рис.2.Фотометрическая запись вдоль спектральной линии (вверху) и в соседнем непрерывном спектре для максимума (08:42 UT) вспышки 09.07.1982 г. [2,3].

Рис.1 указывает на существование двух механизмов разрушения токового слоя во вспышках – увядание для основной массы вспышек после полного всплытия нового потока и взрывное разрушение (срыв арочной системы или радиовсплеск IV типа) у наиболее мощных “белых” вспышек. Рис.2 указывает на три момента. Во-первых, линии металлов вспышки возникают в самом токовом слое при повышенной (относительно фотосферы) температуре. Во-вторых, токовый слой простирается дальше вдоль Солнца, чем это видно по записи cs(BLF) – линии металлов проявляются шире. В-третьих, плотность плазмы минимальна на периферии токового слоя и максимальна в его центре.

1.Ostapenko V.A., The continuous spectrum of solar flares as the BLF-WLF process of a current sheet evolution. (2006) http://gntu.ru/eb/os03.doc

2.Осиапенко В.А. Исследование спектральных характеристик токового слоя по спектрам солнечных вспышек (2007) http://gntu.ru/eb/os06.doc

3.Остапенко В.А. Магнитограф обнаруживает токовый слой как магнитный транзиент (2007) http://gntu.ru/eb/os07.doc


 

 

Принят 26 июля  2007 г.

77. В.А.Остапенко
О ДВУХ ТИПАХ ЯДЕР НЕПРЕРЫВНОЙ ЭМИССИИ, ВОЗНИКАЮЩИХ В СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШКАХ.
Институт инновационных технологий и содержания образования Министерства образования и науки
04070, Киев, ул. Сагайдачного, 37. e-mail: osdar@zeos.net

Солнечная вспышка (хромосферный токовый слой - CS) есть образование трехмерное и в оптическом диапазоне. Формируется CS в месте контакта новой компактной (CAS) и уже существующей протяженной (EAS) арочных систем активной области (рис.1). Момент начала формирования токового слоя означает и момент начала любой вспышки. Собственно CS наблюдается в непрерывном спектре как “черная” (cs(BLF)) или “белая” (cs(WLF)) вспышка. Линии металлов (многие из них в эмиссии) формируются непосредственно в токовом слое. Модель компактной арки с токовым слоем позволяет объяснить качественно весь комплекс сопутствующих явлений вспышки. Например, поток плазмы 4 (на рис.1) регистрируется как сэрдж или радиовсплеск III типа. Поток 2 оказывается возвратным выбросом. Поток 1 проявляется дискретным излучением CAS в линиях водорода и H&K CaII. Это так называемое “ядро” вспышки. Особо мощные “белые” вспышки возникают в сильных магнитных полях, когда плотность плазмы в CS - Ncs > 1018 см-3. Резкая турбулизация плазмы вызывает взрывное разрушение CS и срыв верхней части CAS – радиовсплеск IV типа.

wpe4.jpg (7769 bytes)

Рис.1. Модель CAS с токовым слоем [1].

wpe5.jpg (6022 bytes)

Рис2. Фрагмент спектра в линии Hα водорода (слева) и запись параметра Стокса Q (справа) вспышки балла 2b 23.07.2002 г.(Байкальский солнечный вакуумный телескоп, сайт ИЗМИР, 2006)

Параметр Стокса указывает на наличие поляризации только верхнего образования на рис.2. Поляризация изменяет свой знак на протяжении 5” вследствие реверса направления движения потока плазмы в области нижнего торца CS. На рис.1 это соответствует потокам плазмы вверх в CAS и вниз из второго торца CS. Фактически, здесь сформировалась еще одна маленькая арочная система. Согласно [3], потоки плазмы вниз создают уплотненное облако фотосферной плазмы – я.н.э. с поляризацией. Рассчитанные ими профили линий водорода, оказываются подобными верхнему профилю на рис.2. Как видно на рис.1, нижний профиль должен возникать в CAS (CS - я.н.э. без поляризации излучения), а верхний в уплотненном облаке и оба они действительно, должны наблюдаться одновременно, как на рис.2, но разнесенными вдоль поверхности Солнца [2].

1.Остапенко В.А. О возможности наблюдения токовых слоев на Солнце. Письма в Астрон. ж., 1981, т.7, с.561-565.

2.Ostapenko V.A., Current sheets in the Sun and their manifestations in optical spectra. (2007) http://gntu.ru/eb/os08.doc

3.Gan W.Q., Henoux J.C., Fang C. On the origin of solar white-light flares. Astrom. Astrophys., 2000, v.354, p.691-696.


 

 

Принят 26 июля  2007 г.

78. В.А.Остапенко
ЭМИССИОННЫЕ ПРОФИЛИ ЛИНИЙ ВОДОРОДА И H&K CAII “ЯДЕР” ВСПЫШЕК ФОРМИРУЮТСЯ В ПРОСТРАНСТВЕННОЙ КОМПАКТНОЙ АРОЧНОЙ СИСТЕМЕ НОВОГО МАГНИТНОГО ПОТОКА.
Институт инновационных технологий и содержания образования Министерства образования и науки
04070, Киев, ул. Сагайдачного, 37. e-mail: osdar@zeos.net

Адекватной наблюдениям моделью излучения эмиссионных линий водорода и H&K CaII “ядер” вспышек является компактная арка (CAS) с токовым слоем (CS) [1]. Токовый слой можно считать образованием точечным, по сравнению с масштабом CAS. Излучающая плазма выбрасывается из обоих торцов CS и захватывается магнитным полем CAS, определяя поле лучевых скоростей в направлении наблюдателя. Модель арки CAS представлена в тексте Доклада 2. Поскольку, расположение и CS в арке и наблюдателя относительно арки может быть произвольным, наблюдается большое разнообразие профилей. Рисунок показывает примеры вычисленных нами (слева - на разных стадиях всплытия арки) профилей линий водорода, Справа приведен один пример наблюдаемого профиля линии Hα [2].

wpe6.jpg (11078 bytes)

wpe9.jpg (2727 bytes)

Провал в центре профиля (ниже нуля) возник вследствие проявления и наложения дискретного излучения самого CS как cs(BLF). Протяженность крыльев (два фрагмента вверху ) определяет скорость Vcs потоков плазмы из обоих торцов CS (при подходящем расположении наблюдателя Θ (=90o) относительно токового слоя Fcs (=0o) в арке). Крылья совсем исчезают у профиля внизу. Слабые вспышки (скорости 100-250 км/с [2]) значимых крыльев профилей не имеют. В целом, модель компактной арки с токовым слоем объясняет все характерные особенности эмиссионных линий водорода и H&K CaII “ядер” вспышек и “усов” Северного. Например, непонятное раньше утончение далеких крыльев указывает на выход потока плазмы из торца очень тонкого в сечении CS и последующее веерное расширение потока.

Важно отметить, что обычная модель плоскопараллельного уплотненного слоя плазмы является неадекватной и совершенно не подходит для оценки физических характеристик по эмиссионным линиям водорода и H&K CaII “ядер” вспышек и “усов” Северного. Все вышедшие в направлении наблюдателя кванты, достигнут его практически без переизлучения. Это следствие незначительного экранирования нижележащих слоев из-за большого градиента скорости движения плазмы вдоль ветвей CAS, а также кривизны ветвей арочной системы.

Вторая проблема заключается в невозможности выделения корректных профилей линий и водорода и кальция путем фотометрии спектрограммы. На практике, мы всегда регистрируем суммарное излучение трех разных образований – излучения компактной арки (“ядра” вспышки), излучения протяженной арочной системы активной области и дискретного излучения собственно токового слоя.

1.Ostapenko V.A. Why do solar flares and “moustaches” are the current sheets. (2006), http://gntu.ru/eb/os04.doc

2.Северный А.Б. Исследование спектров сильных хромосферных вспышек. Изв. Крым. астрофиз. обскрв., 1959, т.21, с.131-151.


 

 

Принят 01 августа  2007 г.

79. С.Н. Осипов
ИЗМЕНЕНИЕ СО ВРЕМЕНЕМ НЕКОТОРЫХ ПАРАМЕТРОВ ГЛОБАЛЬНЫХ СОЛНЕЧНЫХ ОСЦИЛЛЯЦИЙ.
Главная Астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев, ул.Заболотного, 27

Еще в 1987 г. Woodard M. открыл, что частоты резонансных мод Солнца зависят от фазы цикла солнечной активности. В годы максимальной активности их величина систематически растет. Как оказалось позже, и другие параметры глобальных солнечных осциляций варьируют с 11-летним солнечным циклом. Так например, растут с активностью Солнца полуширины профилей мод, но, с другой стороны, мощность мод, наоборот, достигает наивысших значений в эпоху минимума активности Солнца. Меняется с циклом активности и асимметрия профилей мод.

В настоящей работе мы использовали данные наблюдений полученные с космической платформы SOHO с помощью фотометра VIRGO/SPM, который проводит измерения осцилляций яркости всего диска Солнца одновременно в трех спектральных полосах (402 нм 500 нм и 862 нм).

Сравнивая ряды данных в каналах 862 нм и 402 нм мы могли сравнить осцилляции на высотах около 0 км и ~150 км. Анализировались сдвиги фаз колебаний и соотношение энергии мод колебаний между этими высотами.

Мы проанализировали данные с 1996 г. по 2006 г. и выбрали 32 временных интервала длительностью от 10 до 45 дней с наилучшим качеством данных. Никакие коррекции исходных данных не проводились. Показано, що для этих выбранных временных интервалов сдвиги фаз Dj между каналами 400 нм и 862 нм для мод l = 0 в полосе частот 3-4 мГц в эпоху максимума солнячной активности составляют ~16° и монотонно увеличиваются до ~17° в минимуме активности солнца при разбросе значений 1-1.5°. Это может свидетельствовать о том, что в эпоху максимума активности распространение колебаний в нижней фотосфере затрудняется.

Отношение энергии R мод l = 0 между каналами 402 нм и 862 нм в полосе частот 3-4 мГц возрастает от величины 7.0±0.2 до 7.5±0.2 при переходе от эпохи минимальной активности к максимальной. Учитывая, что в целом рост активности Солнца приводит к уменьшению мощности мод, полученные результаты можно объяснить тем, что подавление колебаний магнитной активностью преобладает на самых нижних уровнях фотосферы.

Следующим аспектом наших исследований стал анализ изменений исследуемых параметров на коротких временных шкалах. Мы получили искомые параметры по 9-дневным рядам данных и сравнили их с соостветствующими числами Вольфа. В целом характер изменения величин Dj и R аналогичен тем, что происходят на 11-летней шкале. Но изменения Dj достигают 3-3.5° на протяжении нескольких недель, как для эпох активного, так и спокойного Солнца. Следует отметить, что рост энергии мод при уменьшении чисел Вольфа всегда сопровождается уменьшением мощности фоновых колебаний и наоборот. Что касается сдвигов фаз фоновых колебаний, то каких-либо их корреляций с числами Вольфа не обнаружено.


 

 

Принят 02 августа  2007 г.

80. Г.В. Руденко, И.И. Мышьяков
РАЗВИТИЕ МЕТОДИКИ ЭКСТРАПОЛЯЦИИ БЕССИЛОВОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ ПОВЕКТОРНЫМ МАГНИТОГРАММАМ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 664033 Иркутск, а/я 291

Создание инструмента экстраполяции поля магнитной области в бессиловом приближении по данным векторных магнитограмм является одной из современных задач солнечной физики и может существенно расширить наши возможности в изучении природы солнечных вспышек. В отличие от потенциальной экстраполяции, частного случая общего бессилового приближения, проблема существования и единственности решений, удовлетворяющих граничным условиям, не является решенной к настоящему времени. Не существует гарантии того, что для “произвольно” выбранного граничного поля может в принципе существовать искомая единственная бессиловая конфигурация.

С другой стороны дополнительные, но очень существенные, проблемы порождены принципиальной недостаточностью граничных условий (измерениям доступна только часть границы), также, высокой зашумленностью данных измерений поперечного поля и неопределенностью знака его направления. До настоящего времени развивалось несколько альтернативных алгоритмических подходов к решению данной проблемы. Наиболее эффективным, как было признано недавно является алгоритм [1], основанный на методе установления решения уравнения, получаемого путем вариационного дифференцирования специального функционала (в качестве начального используется рассчитываемое во всем объеме потенциальное поле). Этот метод приводит практически к точному совпадению счетного и модельного аналитического бессилового поля [2] в случае задание правильных граничных условий на всех границах модельного бокса. При моделировании ситуации, отвечающей реальности (поле задано только на одной нижней границы) результаты экстраполяции существенно зависят от способа обработки “свободных границ” (СГ). Для получения решения, отвечающего убывающему на бесконечности полю, возможны три принципиальных подхода: 1) поле на СГ фиксировано, отвечает расчетному потенциальному полю; 2) расчетный бокс расширяется буферной зоной, в которой действует весовая функция зануляющая поле на новой СГ[2,3]; 3) На СГ поле полагается свободным, изменяется в процессе установления в соответствии со своими вариационными условиями. Наиболее разрабатываемым в последнее время является второй подход. В нашей работе, мы показываем, что на самом деле наилучшие результаты дает 3) подход. Этот подход наиболее эффективно (без потерь) использует всю доступную информацию магнитограммы магнитной области. Улучшение результатов экстраполяции во втором подходе на самом деле обязано не действию весовой функции, а происходит благодаря факту расширения области. Показано, что применение первого подхода в сочетании с расширением области, приводи практически к тем же результатам улучшения решения в корневой зоне.

Литература

 1. Wheatland, M. S., Sturrock, P. A., and Roumeliotis, G.: 2000, Astrophys. J. 540, 1150.

2. Low, B. C., & Lou, Y. Q. 1990, ApJ, 352, 343

3. Wiegelmann, T.: 2004, Solar Phys. 219, 87.

 


 

 

Принят 09 августа  2007 г.

81. Р.Б. Теплицкая, И.П. Турова, О.А. Ожогина
НИЖНЯЯ ХРОМОСФЕРА В КОРОНАЛЬНОЙ ДЫРЕ.

Измерены контуры линий H, K и 849.8 нм Ca II на площадках спокойного Солнца, находящихся под экваториальной корональной дырой и вне дыры. Центральные интенсивности (К3, Н3) линий резонансного дублета на площадке под дырой в среднем несколько отличаются от таковых под спокойной короной. Изменений в поведении линии IR триплета не обнаружено.

Подробный статистический анализ некоторых параметров, характеризующих контуры линий, выявил, что к присутствию дыры наиболее чувствительна дисперсия выборок всех исследуемых параметров: в основании дыры она существенно меньше, чем вне ее. Таким образом, структурные особенности хромосферной сетки под корональной дырой подавлены.

Статистический анализ также выполнен раздельно для обоих компонентов хромосферной сетки – “ячейки” и “сетки”. Под корональной дырой в ячейке несколько увеличены центральные интенсивности линий H и K, чего не наблюдается в сетке. Высота пиков центральных обращений (К2) как в ячейке, так и в сетке уменьшена под дырой. Асимметрия центральных обращений (К2v/K2r) в сетке усилена.

Интерпретация результатов наблюдений требует анализа функций отклика на возмущения основных термодинамических параметров хромосферы, а также изучения режима хромосферных колебаний под корональной дырой и вне дыры. Оба исследования в настоящее время выполняются.


 

 

Принят 18 августа  2007 г.

82. А.В. Баранов, Л.Ф. Лазарева
ОСОБЕННОСТИ КРОССОВЕР-ЭФФЕКТА В ПОЛУТЕНИ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА И ПРОБЛЕМА ЕГО ИНТЕРПРЕТАЦИИ.

УАФО ДВО РАН, Россия, 692533, Уссурийск, E-mail: baranov@utl.ru

Проанализированы профили круговой поляризации и интенсивности ряда магнитоактивных линий (спектральный диапазон λλ 6213 -6337 ÅÅ) в спектре солнечного пятна группы 289 СД от 03.08.89 г. В части полутени, удаленной от центра солнечного диска, спектральные линии имеют резко асимметричный профиль круговой поляризации. Как правило, “красный” δ-компонент либо отсутствует, либо имеет очень малую глубину. При этом “фиолетовый” δ-компонент имеет заметную глубину и в центре спектральной линии отмечается круговая поляризация. Ситуация характерна для кроссовер-эффекта.

При этом профили интенсивности с довольно высокой точностью сохраняют симметрию.

Нами рассмотрено предположение о инструментальной природе эффекта. Однако в этом случае необходимо принимать для разных линий разные углы фазового сдвига на зеркалах, поэтому инструментальная поляризация может объяснить эффект лишь частично.

В части полутени, близкой к центру солнечного диска и в большей части тени отмечен другой эффект – при почти симметричном параметре круговой поляризации в 82% случаев “фиолетовый” δ-компонент имеет большую глубину. Асимметрия параметра линейной поляризации может быть объяснена наличием в верхних слоях диапазона эффективного образования линий потоков вещества с характерными скоростями 3-6 км/сек и практически нулевым магнитным полем. Ситуация, в общем, сходна с эффектом Эвершеда, но картина отмечена и в сильном магнитном поле тени, при H~2700-3000 Э. Возможно, это связано с тем, что пятно активно развивалось, меняя форму и площадь.


 

 

Принят 28 августа  2007 г.

83. Valery N. Kryvodubskyj
ROTATIONAL Сr-EFFECT IN THE SOLAR CONVECTION ZONE AND ORIGIN OF THE SECOND MAXIMUM OF SUNSPOT CYCLE.

Astronomical Observatory of Kyiv National Taras Shevchenko University Observatorna Street 3, Kyiv -53, 04053;e-mail: krivod1@observ.univ.kiev.ua

Three vertical magnetic field transfer effects (magnetic buoyancy, turbulent diamagnetism and rotational Ñ r -advection) and deep equatorward flow were included in scenario for origin of a double sunspot cycle [1]. It is shown that in the high latitudes domain two downward transfer effects, diamagnetism and Ñ r -advection, may counteract magnetic buoyancy and lock the strong toroidal fields, about 3000 – 4000 G, in the deep layers. Thus, the “negative buoyancy” effects may be the most plausible reason for why a deep-seated field could not become apparent at the solar surface as sunspots at high latitudes. However, in the region located near-equator the Ñ r -effect, modified by rotation, causes the upward transfer of toroidal field. So this magnetic flux can facilitate penetration of strong toroidal fields to solar surface where they then arise in the "royal zone" as the sunspots (active regions). Sunspots migrate equatorward as the solar cycle progresses. The yearly relative spot number reaches its maximum a few years since beginning of cycle (the main maximum of sunspot cycle). However, sometimes the second maximum of yearly relative spot number (shifted in time by one to two years later on the main maximum) is observed [2]. Recently Nandy and Choudhury [3] have assumed that a deep equatorward flow (meridional circulation) penetrates slightly below the SCZ to a greater depth than usually believed. The principal our innovation for explain the second spot maximum is to include this circulation in scheme for reconstruction of toroidal field. We suppose that the polar deep-seated strong toroidal fields are transported by equatorward flow during one to two years from high to mid, and then to low, latitudes. In near-equator domain the upward Ñ r -transfer (together with magnetic buoyancy) causes these “delayed” migrating fields to rise at "royal zone", and to produce in that way the second maximum of sunspot cycle [1, 4]

References

1. Krivodubskij V.N. // Astronomische Nachrichten. 2005. 326, No.1. P.61.

2. Gnevyshev M. N. // Solar Phys. 1967. 1. P.10; Solar Phys. 1977. 51. P.175.

3. Nandy D., Choudhuri A.R. // Science. 2002. 296. P.1671.

4. Криводубский В.Н. // Космічна наука і технологія. 2005. №.3/4. C.112.


 

 

Принят 28 августа  2007 г.

84. Valery N. Kryvodubskyj
MECHANISM OF THE ENERGY ACCUMULATION FOR SOLAR FLARE.

Astronomical Observatory of Kyiv National Taras Shevchenko University Observatorna Street 3, Kyiv -53, 04053;e-mail: krivod1@observ.univ.kiev.ua

The mechanism of solar flare which provides an accumulation of energy in the form of electric charged particles in a region of reduced turbulent conductivity of solar plasma, the fast release of this energy and subsequent acceleration of the charged particles have been considered. It is known that turbulent motions lead to decrease of the electroconductive property of the plasma [1, 2]. Therefore, the macroscopic turbulent (eddy) conductivity in the photosphere and the convective zone s T (where the turbulent motions are developed enough) is considerable smaller (by 2-4 orders of magnitude) than the usual gaskinetic conductivity s (s T » 109 – 1011 CGSE, s » 1011 – 1015 CGSE [3]). Next the significant process, which we take into account, is well known magnetic suppression of turbulent motions. Since the strong magnetic field suppressed the intensity of turbulence in most degree, the favorable conditions in the solar plasma for turbulent influence upon conductivity (which results in decrease of conductivity) must be in the places with weak magnetic field, e.g., near the neutral magnetic field lines. Essential local decrease of solar plasma conductivity in this place causes the decreased density of electric currents j, circulated in the active centre: we derived estimation j »  2× 10CGSE that matches with results by Severnyj [4] which had investigated the gradients of magnetic fields of sunspots. This leads to the accumulation of electric charges at the boundaries of the regions with decreased turbulent conductivity. Subsequent electric breakdown in this region in accordance with the Giovanelli’s discharge model of solar flare (the escape of electrons in the electric field) [5] will serve as a trigger mechanism for releasing of the accumulated energy. Electric field arises at macroscopic motions of the plasma across magnetic field lines and then it amplifies to the critical values at the expense of the charge accumulation noted above in the limited region with decreased turbulent conductivity. Global decrease of the matter conductivity on the Sun due to turbulence results in the attenuation of the effect of self-induction being a serious difficulty for the onset of strong induction electric fields. For comparatively short time (about a week) the space electric charge voltage may be large as one million volts (3.3 millions CGSE) sufficient for the break-down in the plasma region

References

1. Вайнштейн С.И., Зельдович Я.Б., Рузмайкин А.А.// Турбулентное динамо в астрофизике. М. 1980. 352 с.

2. Краузе Ф., Рэдлер К- Х. // Магнитная гидродинамика средних полей и теория динамо. М. 1984. 320 с.

3. Криводубский В.Н. // Солнечные данные. 1982. № 7. C.99.

4. Северный А.Б. // Изв. КрАО. 1965. 33. С.33.

5. Giovanelli R.G. //MNRAS. 1947. 107. P.338; MNRAS. 1948. 108. P.163.


 

 

Принят 28 августа  2007 г.

85. О.А Андреева1, Я.И Зелык2, Н.Н Степанян1
ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНОЕ ВРАЩЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ РАЗНОЙ НАПРЯЖЕННОСТИ.
1НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409 olga@craocrimea.ru, nataly@craocrimea.ru,
2
Институт космических исследований НАН Украины и НКА Украины, Киев, Украина adapt@space.is.kiev.ua 

В работе изучена взаимосвязь дифференциального вращения магнитных полей на Солнце со знаком и величиной их напряженности. Исходным материалом для исследования послужили синоптические карты магнитных полей, полученные в обсерватории Китт Пик. Рассматривался временной интервал, охватывающий почти полностью 3 последних солнечных цикла. К исходным данным был применен алгоритм фильтрации магнитных полей по 14 выбранным интервалам напряженности и нахождения суммарного относительного потока внутри последовательно выделенных пятиградусных широтных зон. Результатом такой предварительной обработки всего материала явились временные ряды длиной 26 лет, к которым для дальнейшего исследования был применен Фурье-анализ. Методика построения спектров мощности была разработана ранее и описана в работах [1,2].

Анализ спектров мощности напряженности магнитных полей позволил сделать вывод о наличии двух типов магнитных полей, отличающихся по напряженности (0-50) Гс и (50-700) Гс и характеристикам вращения. Для сильных магнитных полей дифференциальность вращения, практически в два раза больше, чем для слабых полей. Ранее [3] нами были выявлены два типа солнечных магнитных полей, отличающихся по их цикличности и напряженности. Судя по напряженностям, это те же два класса, которые получены нами сейчас.

Таким образом, в результате данной работы мы дополнили два типа полей еще одной характеристикой - двукратным различием в дифференциальном вращении.

1.      О.А. Андреева, Я.И. Зелык, Н.Н. Степанян. //Изв. Крымск. астрофиз. Обс.2006, Т.102, С.84-98.

2.     Я.И. Зелык, Н.Н. Степанян, О.А. Андреева. //Международный научно-технический журнал “Проблемы управления и информатики”. 2006. №3 май-июнь. С. 102-117.

3.    Н.Н. Степанян, О.А. Андреева. //Изв. Крымск. астрофиз. Обс.2005, Т.101, С.120-127.


Первое сообщение | Список докладов | Абстракты докладов