Принят 14 декабря 2007 г.

 

1. В.А. Котов
ИСПОВЕДЬ ВНЕСОЛНЕЧНЫХ ПЛАНЕТ.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

В 1976 г. акад. В. А. Амбарцумян писал: ``Академик А. Б. Северный и его сотрудники ... сделали открытие первостепенного значения. Они нашли пульсации Солнца.'' С тех пор пульсации -- с периодом P0 = 1/9 сут - доказаны 34-летними доплеровскими измерениями Солнца в КрАО. Обнаружен период P0 и в вариациях блеска внегалактических объектов, и в распределениях некоторых переменных звёзд. Но мы не приблизились ни на йоту в объяснении физической природы нового для астрономии явления. Установленные недавно ``таинственные'' периодичности в поведении Солнца: 1.6 г. - ``период Венеры'', 1.03 г. - ``период Земли и планет-гигантов'', 400 сут - ``период Юпитера'', - вместе с P0-пульсациями заставляют по-новому и всерьёз отнестись к антропному принципу, АП, лежащему, по-видимому, в основе Мироздания.

Неудовлетворительность антропного объяснения численных соотношений между физическими и космологическими константами вызвана тем, что эти соотношения не предсказывают каких-либо особенностей или закономерностей Вселенной и не приводят к точным значениям констант (дают только порядок величин). Нами показано, что планетные расстояния Солнечной системы распределены в соответствии с L0-резонансом (L0 = c x P0 = 160 свет. мин - длина волны ``космологического колебания'' Вселенной, c - скорость света). На этой основе доказано, в частности, что Плутон и Эрида - истинные планеты нашей системы, а не ``карликовые планеты'', придуманные XXVI Ассамблеей МАС (Прага, 2006 г.).

Сейчас в год открывается примерно 60 новых планет, находящихся на орбитах возле других звёзд, и к концу 2007 г. открыто 269 таких экзопланет. Они, однако, не обнаруживают никакого пространственного резонанса - ни для L0 , ни для какой-либо другой пространственной шкалы. Отсюда следует, что L0 -резонанс - отличительная особенность именно Солнечной системы. Это делает L0 (P0)-аспект АП реализующимся только вблизи Солнца, выделяя нашу планетную систему из множества наблюдаемых экзопланетных систем Галактики (возможно, и всей Вселенной...). Этот неожиданный, грустный и завораживающий факт делает более очевидным АП, локализуя его эффективность. И он тесно связан, по-видимому, с появлением жизни на Земле, что приговаривает к бесперспективности разговоры о внеземных цивилизациях. Излагается гипотеза, что P0 -колебание отсчитывает ``бег'' космического времени, отражая глубинное свойство пространства-времени Вселенной. При этом P0   понимается как период неких космических часов, или мера абсолютного времени в понимании Аристотеля и Ньютона.

 

 

Принят 14 декабря 2007 г.

 

2. В.А. Котов
СОЛНЦЕ, ДВОЙНЫЕ  ЗВЁЗДЫ И МИСТИЧЕСКОЕ ЧИСЛО p.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Всё боится времени, время же боится забвения. ОТО и современная космология освободили нас от абсолютного времени, разорвав его ``в клочья'': теперь каждая гора или звезда, галактика или каждый индивидуум обладает и своим, суверенным временем. И тем не менее И. Д. Новиков (1990), иногда руководствуясь всё-таки здравым смыслом и со ссылкой, правда, на древних греков, признаёт, что ``... время не движется по кругу, оно не циклично, а неумолимо течёт в одном направлении от прошлого к будущему.'' Что касается цикличности и движения по кругу, то заметим: принято считать, что числа - математические абстракции, удобные для описания Мира. Но какова действительная роль, например, числа p , ``управляющего'' окружностью и входящего во множество формул арифметики и геометрии, физики и астрофизики, космологии и ОТО? Ведь движение по кругу, согласно Платону, ``идеальное'' и ему свойственны ``наивысшая красота и законченность''... В чём сила и премудрость необходимого числа p ?

Мы рассмотрели вращение 6000 тесных двойных систем Галактики с периодами < 10 сут, построив для них резонанс-спектр с учётом числа p   (как фактора ``идеальной'', по Платону, красоты, а именно: несоизмеримости, или устойчивости орбит). И нашли, что распределение двойных промодулировано периодом 160 мин, причём он наиболее ярко выражен для ультрабыстрых и компактных ротаторов - взрывных переменных, ВП. Этот период согласуется с ``магическим'' периодом P0 = 160 мин, обнаруженным ранее в колебаниях Солнца и некоторых внегалактических источников (период не зависит от красного смещения z).

Поразительный P0-p -феномен двойных (а) доказывает факт когерентного космологического колебания Вселенной с периодом P0 , (б) объясняет максимумы распределения ВП-систем на периодах » 2 x P0 / p = 102 мин и » 4 x P0 / p = 204 мин, (в) ``провал'' на периодах » 3 x P0 / p = 153 мин и (г) делает пустыми и ненужными хитрые и заумные теории, тщетно пытающиеся объяснить ``провал''. Мы подчёркиваем замечательную, ``мистическую'' роль трансцендентного (в математике; трансцендентального, т.е. непознаваемого, по Канту) числа p для мира двойных и устройства Вселенной, а также загадку физической природы ``универсального'' колебания P0. И делаем вывод, что период P0 есть шаг или ``мера'' абсолютного времени Космоса по Аристотелю и Ньютону, число же p - фактор устойчивости к повторяемости, увеличивающий вероятность всего сущего во Вселенной.


 

Принят 28 января 2008 г.

 

3. Ю.Ф. Юровский, Ю.Ю. Юровский
СВЯЗЬ КВАДРАТИЧНОГО РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ДЛИТЕЛЬНОСТИ ВСПЛЕСКОВ ШУМОВОЙ БУРИ С ЕЕ ГИПЕРБОЛИЧЕСКИМ СПЕКТРОМ .
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Разработана методика анализа случайной функции времени путем совместного использования ее временного и спектрального описания. Показано, что модуляция радиоизлучения в солнечной атмосфере волновыми процессами или неоднородностями пучка возбуждающих частиц, а также резонансные колебания "вмороженной" плазмы в магнитных арках активной области приводят к образованию законов распределения длительности и к характеру спектра, отличающимся от наблюдаемых характеристик шумовых бурь, т.е. эти механизмы не объясняют их происхождение. Выяснено, что квадратичное распределение длительности всплесков шумовой бури и ее гиперболический спектр могут быть следствием случайной рефракции радиоволн на неоднородностях турбулентной корональной плазмы.


 

Принят 28 января 2008 г.

 

4. Ю.Ф. Юровский
ЗЕБРА-СТРУКТУРА СОЛНЕЧНЫХ МИКРОВОЛНОВЫХ ВСПЛЕСКОВ .
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

Известно, что заведомо постоянный уровень космических радиоисточников при пересечении солнечной короны начинает мерцать из-за возникновения многолучевого распространения радиоволн. Спектр суммы лучей, прошедших через области с различным показателем преломления, состоит из множества ``дрейфующих'' по частоте полос, подобных зебра-структуре, и это свойство используется в промышленных рефрактометрах. Радиоизлучение солнечной вспышки на своем пути к наблюдателю также пересекает всю толщу короны и поэтому логично ожидать, что его спектральные свойства претерпевают некоторые изменения.

Выполнен анализ рефрагированного в солнечной короне сигнала от широкополосного источника квазипостоянного уровня, который показал, что в результате интерференции лучей образуется зебра-структура спектра.

Путем сравнения с результатами наблюдений выяснено, что параметры аналитически вычисленной зебра-структуры удовлетворительно совпадают с основными наблюдаемыми свойствами подобных структур солнечного происхождения.

Показано, что ``спайковая'' структура полос является естественным следствием интерференции радиоволн и ее фактическое существование является доказательством интерференционной природы зебра-структуры.

В результате проведенного исследования выяснено, что зебра-структура может образоваться не в самом источнике излучения, а возникнуть в результате распространения радиоволн через неоднородную рефрагирующую среду солнечной короны.


 

Принят 03 марта 2008 г.

 

5.  Х.И. Абдусаматов
НАСТУПЛЕНИЕ ФАЗЫ СПАДА ДВУХВЕКОВОГО ЦИКЛА –ПРИЗНАК ГРЯДУЩЕГО МАЛОГО ЛЕДНИКОВОГО ПЕРИОДА .
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН

Показано, что с начала 90-х годов прошлого века уменьшается не только абсолютная величина интегрального потока солнечного излучения, но и его относительная 11-летняя вариация. Установлены количественные параметры вариаций солнечной постоянной за этот период и их дальнейшие вариации. Определены понятия мощности цикла светимости и активности. Рост продолжительности нынешнего 23 цикла до более 11.75 лет на основе ранее установленной закономерности [1] непосредственно подтверждает наступление фазы спада двухвекового цикла светимости и активности Солнца. Двухвековой цикл достигнет своего минимума ориентировочно в 2041±11 году, что приведет к очередному малому ледниковому периоду ориентировочно в 2055-2060 (±11) годах.

[1] Х.И. Абдусаматов О времени завершения текущего солнечного цикла и зависимости продолжительности 11-летних циклов от фазы векового цикла // Кинематика и физика небесных тел. 2006. Т. 22. № 3. С. 183-186.


 

Принят 07 марта 2008 г.

 

6.  И.И. Романюк, Д.О. Кудрявцев
ЯВЛЯЕТСЯ ЛИ СОЛНЦЕ ТИПИЧНОЙ МАГНИТНОЙ ЗВЕЗДОЙ ?
Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Обсуждаются вопросы, связанные с измерениями магнитных полей звезд разных спектральных классов. Рассматривается методика измерений звездных магнитных полей. Показывается, как методы солнечных магнитных измерений находят применение при исследованиях звезд, обсуждаются их преимущества и ограничения. Рассматриваются результаты измерений магнитных полей звезд разных типов. Показывается, что среди звезд Главной последовательности наибольшими полями обладают А-звезды с аномальным химическим составом.

Делается вывод - что ответа на вопрос - "является ли Солнце типичной магнитной звездой ?" - нет до настоящего времени.


 

Принят 07 марта 2008 г.

 

7.  Д.О. Кудрявцев,  Е.А. Семенко, И.И. Романюк
HD 45583 - ХИМИЧЕСКИ ПЕКУЛЯРНАЯ ЗВЕЗДА С МАГНИТНЫМ ПОЛЕМ СЛОЖНОЙ СТРУКТУРЫ.
Специальная астрофизическая обсерватория РАН

В результате наблюдений на 6м телескопе САО РАН была обнаружена новая магнитная химически пекулярная звезда. Кривая переменности продольной компоненты поля с фазой периода вращения имеет необычную форму (наблюдается вторичный минимум, что встречается крайне редко) и большую амплитуду переменности (от -1.5 кГс до +4 кГс). Наблюдения могут быть объяснены моделью наклонного ротатора со сложной конфигурацией поля и пятнистым распределением химических элементов по поверхности звезды.


 

Принят 17 марта 2008 г.

 

8. Э.А. Барановский1, В.Г. Лозицкий2, В.П. Таращук1
МОДЕЛИРОВАНИЕ ХРОМОСФЕРЫ И ФОТОСФЕРЫ ВСПЫШКИ 28.10.2003.
1 НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409
2Астрономическая обсерватория КНУ

По наблюдаемым эшельным спектрам вспышки 28.10.03 в области линий H-alpha, H-beta, H-gamma, D2 NaI, D3 и фотосферных линий FeI 5576, FeI 5250, CaI 6103, CaI 6162 рассчитаны модели хромосферы и фотосферы для двух моментов наблюдения вспышки.Получено, что наблюдаемые профили хромосферных линий могут быть интерпретированы только с помощью двух-компонентной модели. Модель состоит из горячей компоненты, занимающей 6% площади и холодной, занимающей 94% площади.

В модели фотосферы имеется область повышенной температуры (на 400 K) в области верхней фотосферы.

Магнитное поле составляет 500-600 гс в хромосфере и 700- 2000 гс в фотосфере (растет с глубиной).


 

Принят 21 марта 2008 г.

 

9. Н.Г. Макаренко, И.С. Князева, Д.А. Мильков
МУЛЬТИФРАКТАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ СОЛНЕЧНЫХ МАГНИТОГРАММ.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН

Целями мультифрактальной обработки цифровых данных - MDI магнитограмм полного диска Солнца является (а) проверка гипотезы масштабной инвариантности магнитных структур и (b) исследование возможности построения предикторов солнечных вспышек на основе скейлинговых свойств магнитограммы. Традиционные подходы к этой проблеме основаны на каноническом мультифрактальном формализме, в котором показатели сингулярности оцениваются статистически, усреднением по набору доступных масштабов. Как правило, в этом случае не удается вычислить весь спектр сингулярностей. Мы используем микроканонический вариант формализма, основанный на емкостях Шоке. Наш подход позволяет получать устойчивые локальные показатели сингулярности меры. Полученные результаты показали существование типичного мультифрактального спектра для фона. Спектр активной области не имеет типичной формы и демонстрирует изменчивость во времени. У нас пока нет оснований утверждать, что эти изменения связаны с солнечными вспышками. 


 

Принят 26 марта 2008 г.

 

10. М.Б. Гирняк, М.М. Ковальчук
АНАЛИЗ СОДЕРЖАНИЯ ЭЛЕМЕНТОВ С НЕЧЕТНЫМИ АТОМНЫМИ И ЗАРЯДОВЫМИ ЧИСЛАМИ СКВОЗЬ ПРИЗМУ ЭФФЕКТА СВЕРХТОНКОЙ СТРУКТУРЫ ФРАУНГОФЕРОВЫХ ЛИНИЙ.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко, ул.Кирилла и Мефодия,8, г.Львов,79005

При анализе результатов определения химического содержания элементов на Солнце, полученного как другими авторами, так и нами , подчеркивается такое обстоятельство: гораздо больший разброс и ненадежность значений химического содержания для элементов с нечетными атомными и зарядовыми числами, нежели для элементов с такими же четными числами.Такое отличие можно рассматривать лишь в свете известного эффекта сверхтонкой структуры (СТС) линий поглощения. На основании экспериментальных данных о сверхтонком расщеплении в линиях марганца, кобальта и ванадия, мы провели расчеты их содержаний с учетом СТС. Использовался метод согласования теоретических эквивалентных ширин с наблюдаемыми. Еще раз убедительно доведена необходимость учета эффектов СТС, которые приводят к расширению фраунгоферовых линий, при определении содержания химических элементов. Показано, что при учете влияния СТС полученные результаты значений химического содержания становятся более точными и надежными–достигают погрешности только в пределах 0.04 dex. 


 

Принят 26 марта 2008 г.

 

11. М.Б. Гирняк, М.М. Ковальчук
ДИНАМИКА АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ: ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ МЕЛКОМАСШТАБНОЙ ТУРБУЛЕНТНОСТИ.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко, ул.Кирилла и Мефодия,8, г.Львов,79005

Проведен статистический анализ поведения основных характеристик активных областей на Солнце. Использована наблюдательная база данных о состоянии фотосферы и хромосферы в 23-м цикле солнечной активности, полученная на Астрономической обсерватории Львовского университета, дополненная данными с INTER NET’a.

Рассчитаны количественные характеристики внутренних неупорядоченных движений узлов флоккулов для исследования предвспышечного состояния в активных областях. Для решения этой задачи применяется теория локально-изотропной турбулентности. Допускается,что узлы флоккула можно во многих случаях трактовать как хаотически разбросанные флуктуации плотности в поле изотропной турбулентности. Все параметры турбулентного движения во флоккулах – масштаб турбулентности, величина диссипации энергии турбулентных вихрей, турбулентная скорость , усиление магнитного поля турбулентным движением-полностью согласуются с данными, полученными другими способами. Как возможное следствие нарушения локально-изотропной турбулентности – возникновение предвспышечного состояния в активных областях.


 

Принят 26 марта 2008 г.

 

12. М.Б. Гирняк, М.М. Ковальчук, И.С. Лаба
СВЯЗЬ РЕНТГЕНОВСКИХ И РАДИОВСПЛЕСКОВ С ОПТИЧЕСКИМИ ВСПЫШКАМИ НА НА СОЛНЦЕ.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко, ул.Кирилла и Мефодия,8, г.Львов,79005

В работе проведен поиск корреляционных статистических связей между оптическими вспышками, рентгеновскими и радиовсплесками. Материалом для исследований послужила наблюдательная база данных о состоянии солнечной хромосферы, полученная на Астрономической обсерватории Львовского университета, дополненная данными с INTERNET’a о рентгеновском и радиоизлучениях. Для обработки были отобраны наблюдения 23-цикла солнечной активности (июль-сентябрь 2002 года). Исходными параметрами активных процессов были – продолжительность вспышек, их относительные интенсивности и площади, временные профили рентгеновских и радиовсплесков в пределах времени существования вспышек.  Синхронный анализ оптических, рентгеновских, радионаблюдений вспышек и всплесков сделал возможным выделить характерные черты их поведения в некоторые периоды развития этих явлений. Это свидетельствует о большой информативности такого исследования и представляет практический интерес с точки зрения возможного прогноза геоэффективности вспышечных активных явлений.


 

Принят 27 марта 2008 г.

 

13. В.Г. Лозицкий, Е.С. Андриец
СОПОСТАВЛЕНИЕ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ В СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКЕ ПО ЛИНИЯМ Hα и FeI 6302.5.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, Киев, Украина
lozitsky@observ.univ.kiev.ua, andresa83@mail.ru

Спектрофотометрическое исследование слабой и медленной солнечной вспышки 28 июля 2004г. рентгеновского класса С4 показало, что в области яркого узелка этой вспышки, находящегося почти по центру пятна с магнитным полем 2700 Гс, магнитное поле в линии FeI 6302.5 было в 1.7 раза сильнее, чем поле в линии Ha . Заключено, что отличие можно объяснить наклоном силовых линий магнитного поля а также тем, что высотный градиент магнитного поля при переходе от фотосферы к хромосфере близок к нулю ( В/ h » 0). Поскольку теоретически (из-за существенного падения газового давления с высотой) должно быть В/ h < 0, возможно, что в области вспышки действовал какой-то специфический механизм “поддержания” величины магнитного поля на одном уровне. Вне пятна и вспышки измерено В(6302.5)/В(Ha ) » 3–4, что указывает на обычный отрицательный высотный градиент поля ( В/ h < 0).

Максимальное значение магнитного поля в линии FeI 6302.5 отмечено не в центре пятна, а несколько эксцентрично по отношению к нему (соответствующий сдвиг равен 2 Мм, к западу от центра пятна). Максимум магнитного поля в Ha (» 1.5 кГс) хорошо совпадал с местоположением наибольшей эмиссией в этой линии.


 

Принят 28 марта 2008 г.

 

14. Г.С. Иванов-Холодный, В.Е. Чертопруд
О КВАЗИДВУХЛЕТНИХ ВАРИАЦИЯХ ПОЛНОГО ПОТОКА ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, Троицк

По методике Хигучи на скользящем годовом интервале определена фрактальная размерность (ФРХ) изменений полного потока излучения Солнца L по данным Nimbus-7 (1978-1992), а также параметров солнечной активности и ионосферы. Установлено, что оценки ФРХ существенно меняются во времени. В этих изменениях обнаруживаются квазидвухлетние вариации (КДВ), проявляющиеся сходным образом у всех рассматриваемых процессов. Примечательно, что все фрактальные КДВ находятся в фазе с КДВ самого потока излучения Солнца L и почти в противофазе с КДВ исходных (отфильтрованных) индексов активности. Тем самым подтверждается существование сдвига по фазе КДВ у разных процессов. 


 

Принят 28 марта 2008 г.

 

15. Т.Е. Вальчук
ОСОБЕННОСТИ РЕКУРРЕНТНЫХ ПРОХОЖДЕНИЙ ГЕЛИОСФЕРНОГО ПЛАЗМЕННОГО СЛОЯ В МИНИМУМЕ 23 ЦИКЛА В 2007-2008гг.

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, Троицк, Московской обл., valchuk@izmiran.ru

Рекуррентные прохождения гелиосферного плазменного слоя (ГПС) в период эпохи минимума солнечной активности (СА) 23 цикла могут служить своеобразной оценочной базой вариаций крупномасштабных фоновых магнитных полей в экваториальном поясе Солнца, поскольку общее магнитное поле Солнца в минимуме представлено квазидипольной конфигурацией, а ГПС становится более плоским и приближенным к плоскости солнечного экватора. При этом секторная структура (СС) межпланетного магнитного поля (ММП) в случае “плоского” ГПС отображается на орбите Земли в виде наличия двух секторов, соответственно положительного и отрицательного, т.к. орбита Земли на 7° отстоит от гелиоэкваториальной плоскости во время летнего и зимнего солнцестояний. Земля подвергается преимущественному воздействию каждого полюса в течение полугодия. Спорадические вспышечные события СА, выбросы волокон и корональной массы слабы и немногочисленны в период минимума СА. Изменения СС представляют собой доминанту соответствующего магнитного полюса Солнца под волной изогнутости ГПС. В свою очередь, в секторной структуре периода минимума сказываются проявления “старых” активных областей, достигающих предельного спускания в низкие гелиошироты. Конфигурация ГПС в виде двух секторов – это вариант предельного успокоения МП Солнца в минимуме. По-видимому, этот период минимума является особенным.

Характерно, что пятна нового цикла, которые должны появиться в высоких гелиоширотах, и с появления которых собственно отсчитывают рождение нового цикла, на первых порах не вызывают большой геомагнитной возмущенности. Только по мере нарастания групп пятен нового цикла и усиления вспышечной активности присходит рост геомагнитных возмущений – уже на ветви роста нового 11-летнего цикла. До конца 2007 года уверенных проявлений пятен нового 24 цикла СА не наблюдалось, фаза минимума по-видимому, не завершена.

Однако, 2-я половина 2007 года был чрезвычайно интересна переходом именно к вышеупомянутому 2-х секторному состоянию ММП [1]. Эта ситуация исследована на материале КА Wind (параметры ММП и плазмы СВ) – с помощью фрактальных расчетов по методу Хигучи [2] определялось прохождение ГПС, далее анализировалась конфигурация крупномасштабного магнитного поля на диске Солнца и поле на поверхности источника. Двухсекторная структура ММП в минимуме СА продолжилась в начале 2008 года. В дальнейшем изменение ситуации будет связано с новыми проявлениями СА в грядущем 11-летнем цикле.

Представлены результаты определения фрактальных характеристик [3,4] ГПС в минимуме, отмечена главная особенность двух последних лет минимума: наличие мощных высокоскоростных потоков СВ, лидирующие границы которых были основными факторами, вызывающими магнитосферные возмущения. Регионы коротации при распространении ВСП в гелиосфере обусловили большинство геомагнитных бурь, преимущественно малых, реже – умеренных. Магнитных бурь, подобных экстра-буре 13 декабря 2006 года, за рассматриваемый период не наблюдалось.

БИБЛИОГРАФИЯ

1. Val’chuk T.E., Flow solar wind structure in the minimum of solar cycle. Physics of auroral phenomena. 31-st Annual Seminar, 26-29 February 2008, Abstracts, p.54.

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.

4. Val’chuk T.E. Fractal characteristics of heliosphere plasma layer transitions in 2006. Proceedings of the 30th Annual Seminar Physics of Auroral Phenomena, February 27 – March 3, 2007, Apatity, Print. Kola Science Centre RAS, 2007, p.145-148.


Принят 31 марта 2008 г.

 

16. И.Э. Васильева, Н.Г. Щукина  
КАКИЕ ЛИНИИ ПРИГОДНЫ ДЛЯ ИЗМЕРЕНИЯ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА СОЛНЦЕ?.
Главная астрономическая обсерватория НАН Украини ,03680 МСП, вул. Академiка Заболотного, 27

В работе приводится методика отбора пар линий пригодных для анализа магнитных полей на Солнце. Список содержит 30 пар линий FeI для области 300-1000 нм. В каждой паре линий одна -магниточувствительная (большой эффективный фактор Ланде), вторая -нет. Расстояния между центрами линий не превышает 0.5 нм, высотыобразования лежат в пределах 50 км (по данным [1]. 

1. Гуртовенко Э.А., Костык Р.И. Фраунгоферов спектр и система солнечных сил осцилляторов.-- Наук.думка, К., --1989. -- 200 с.


 

Принят 31 марта 2008 г.

 

17. Л.А. Акимов, И.Л. Белкина, Ю.И. Великодский, Г.П. Марченко
СОЛНЕЧНАЯ ХРОМОСФЕРА В ЛИНИИ ГЕЛИЯ D3 ПО СПЕКТРАМ ЗАТМЕНИЯ 29 МАРТА 2006Г.

НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, DSLPP@astron.kharkov.ua

Приводятся результаты обработки цифровых спектров хромосферы в линии гелия D3, полученных экспедицией НИИА ХНУ вблизи третьего контакта затмения 29 марта 2006г. на бесщелевом спектрографе с ПЗС - камерой Cascade 650. Всего обработано около 600 кадров. С учетом геометрии затмения проведено совмещение кадров вдоль широты лимба и высоты над уровнем фотосферы. Поскольку максимальное расстояние между кадрами по высоте соответствовало 17 км на Солнце, мы провели сглаживание полученных данных и устранение ошибок, связанных с мерцаниями земной атмосферы на источниках малых угловых размеров – четках Бейли. Нуль - пункты шкалы высот определены по высотному ходу поверхностной яркости фотосферы как точка перегиба этих кривых. Абсолютная привязка значений поверхностной яркости хромосферы в линии гелия сделана к яркости фотосферы вблизи лимба.

В результате проведенных редукций были получены двумерные карты - распределения абсолютных значений интегральной и поверхностной яркостей хромосферы в линии D3 HeI вдоль всего видимого лимба (от широты) и от высоты. Показано, что свечение хромосферы является неоднородным, размер неоднородностей вдоль лимба совпадает с характерными размерами супергрануляции. На полученной карте поверхностной яркости гелиевой хромосферы видно, что максимум свечения концентрируется на высотах около 2000км и отсутствует обнаруженный по данным предыдущих затмений дополнительный нижний максимум на высотах около 200 км над фотосферой. В [1] мы показали, что нижний максимум в высотном распределении излучения гелия должен существенно изменяться с фазой цикла солнечной активности, поскольку его присутствие определяется рентгеновским потоком из короны с l £ 6нм, циклические изменения которого весьма существенны. Т.о., полученные нами данные подтверждают предположение об отсутствии нижнего максимума свечения гелиевой хромосферы в период вблизи минимума солнечной активности. Подтверждена также обнаруженная ранее зависимость высоты основного максимума и протяженности хромосферы по высоте от уровня солнечной активности.


Принят 31 марта 2008 г.

 

18. Л.А. Акимов, И.Л. Белкина
СТАТИСТИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В 21 – 23 ЦИКДАХ.

НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, DSLPP@astron.kharkov.ua

Поведение (развитие) солнечной активности за период с 01.01.81г. по 31.12.07г. проанализировано по ежедневным значениям следующих индексов: энергии вспышек в диапазоне мягкого рентгена XFI [1]; числа рентгеновских вспышек Nx; вспышечного индекса в линии Нa OFI; относительного числа солнечных пятен W и плотности потока радиоизлучения Солнца на частоте 2800 МГц F10.7.

Показано, что по числу рентгеновских вспышек циклы 22 и 23 одинаковы, а по выделенной ими энергии 22 цикл был в 2.5 раза более мощным.

Исследованы корреляционные связи между индексами на разных ветвях циклов 21 – 23. Обнаружено, что функция корреляции между W и XFI симметрична для цикла 22, а для циклов 21 и 23 асимметрия этой функции свидетельствует о запаздывании выделения энергии рентгеновских вспышек по сравнению с пятенной активностью.

Изучена квазипериодичность временных рядов солнечных индексов. В спектрах мощности рентгеновских вспышечных индексов присутствуют статистически значимые пики, близкие к периодам вращения Солнца относительно планет и обращения внутренних планет относительно Солнца Методом наложенных эпох исследована зависимость величины индексов от положения Меркурия, Венеры и Земли на орбитах. Подтверждено наличие статистически значимой неоднородности в распределении Nx в зависимости от положения планет [2]. Обсуждается возможный физический механизм интерпретации этой неоднородности.

 Литература

1. Акимов Л.А., Белкина И.Л., Бушуева Т.П.Солнечная активность в 21 - 23 циклах по наблюдениям в рентгеновском и оптическом диапазонах//Кинем. и физ. неб.тел.-2005.-т.21, №4.-с.1-11

2. Акимов Л.А., Белкина И.Л. Индексы солнечной активности и расположение внутренних планет на орбітах// Известия КрАО.-2006.-т.103


Принят 31 марта 2008 г.

 

19. В.В. Корохин ,  И.Л. Белкина, Г.П. Марченко
ПОСТРОЕНИЕ СПЕКТРОГЕЛИОГРАММ В ОСТАТОЧНЫХ ИНТЕНСИВНОСТЯХ ЛИНИИ He I 1083 НМ.

НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, DSLPP@astron.kharkov.ua

На прошлой конференции нами была изложена программа модернизации Харьковского спектрогелиографа и первые результаты ее реализации [1]. В частности, спектрогелиограф был оснащен ПЗС-камерой в качестве светоприемника, и было разработано новое программное обеспечение для обработки данных наблюдений, которое позволяет реализовать преимущества наблюдения с панорамным приемником на спектрогелиографе. Все это позволило восстановить регулярные наблюдения на нашей Станции.

В 2008 г. программное обеспечение было модернизовано, что позволило получать изображения Солнца в остаточных интенсивностях спектральных линий. Например, для линии He I 1083 нм такие спектрогелиограммы позволяют изучать корональные дыры. Новое ПО дает возможность также строить доплерограммы по изображениям в крыльях линий для выявления и исследования направленных по лучу зрения потоков вещества.

Следует отметить, что, благодаря применению панорамного светоприемника, упомянутые методы исследования доступны в виде апостериорной обработки спектрогелиографических наблюдений. По результатам одних и тех же наблюдений имеется возможность одновременного построения классических спектрогелиограмм, изображений в остаточных интенсивностях и доплерограмм.

В докладе представлен новый алгоритм обработки данных и результаты наблюдений Солнца. Результаты наблюдений выставляются в цифровом виде на нашем Веб-сайте http://www.astron.kharkov.ua/khassm/ .

Литература

Корохин В.В., Акимов Л.А., Белкина И.Л., Марченко Г.П., Шалыгин Е.В., Великодский Ю.И. Модернизация Харьковского спектрогелиографа // Материалы конференции “Солнце: активное и переменное”, КрАО, 2 - 8 сентября 2007 г.


 

Принят 31 марта 2008 г.

 

20. Е.В. Курочка, В.Г. Лозицкий
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ И ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ ВО ВСПЫШКЕ М4.1/1B 5.11.2004.

НДЛ “Астрономическая обсерватория” кафедры астрономии и физики космоса физического факультета Киевского национального университета имени Тараса Шевченко

Исследуется солнечная вспышка 5 ноября 2004 г. балла М4.1/1B. Для трех моментов этой вспышки изучены стоксовы I±V профили 9 фотосферных линий FeI, FeII, ScII и CrII. Магнитные поля во вспышке измерялись двояко: методом “центров тяжести” и на основе сопоставления наблюденных и рассчитанных профилей линий, полученных по программе Э.А.Барановского. В результате подбора физических условий и из сравнения профилей следует, что в максимуме вспышки существовал пик напряженности магнитного поля в верхней фотосфере (lgt 5 = -2.7), который с развитием вспышки размывался и дрейфовал в более глубокие слои фотосферы до lgt 5 = -1.3. Полуэмпирическая модель вспышки имеет два слоя с повышенной относительно невозмущенной фотосферы температурой: в верхней и средней фотосфере, которые также смещаются вглубь с развитием процесса вспышки. Турбулентные скорости в максимуме распределения увеличились почти в 5 раз по сравнению со скоростями в невозмущенной фотосфере, тогда как плотность вещества изменялась примерно в 3 – 6 раз как в сторону увеличения, так и уменьшения.


 

Принят 31 марта 2008 г.

 

21. М. Григорьев, Л. В. Ермакова, А. И. Хлыстова
ПОЯВЛЕНИЕ МАГНИТНОГО ПОТОКА НА СОЛНЕЧНОЙ ПОВЕРХНОСТИ И РОЖДЕНИЕ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ.

НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, DSLPP@astron.kharkov.ua

Проведён анализ известных результатов исследования динамики магнитного поля на стадии возникновения активных областей, полученных как из прямых измерений магнитных полей и скоростей движения вещества, так и вследствие интерпретации высококачественных фильтровых наблюдений. Определены задачи исследования.

Использовались магнитограммы и доплерограммы с поминутным временным разрешением, а также изображения в континууме с разрешением 96 мин., полученные на SOHO MDI. Эти данные позволили изучить рождение активной области NOAA 10488 с первой минуты жизни. Часть результатов докладывалась ранее. В данном сообщении мы останавливаемся на изменении размеров активной области в первые часы, демонстрируется подъём арок магнитного поля, детально исследуется динамика вещества в месте образования пор и в последующее время.

Авторы благодарны команде SOHO/MDI за возможность доступа к базам данных по сети Интернет. Работа выполняется при поддержке гранта РФФИ 08-02-00027-а, гранта ВНШ-2258.2008.2, программы Президиума РАН “Солнечная активность и физические процессы в системе Солнце-Земля” и программы ОФН РАН № 16.


 

Принят 31 марта 2008 г.

 

22. В.А. Романов, Д.В. Романов, К.В. Романов, И.В. Семёнов
УСТОЙЧИВОСТЬ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА РАЗЛИЧНЫХ ГЛУБИНАХ ВНУТРЕННИХ СЛОЁВ СОЛНЦА.
Красноярский институт Железнодорожного Транспорта

В работе освещены достоинства и недостатки модели тонкой магнитной трубки.

Приведены примеры успешно решённых задач по исследованию поля в конвективной зоне Солнца и её структуры с точки зрения накопления и транспорта магнитного поля. Описаны нерешённые задачи и перспективы. Проведено сравнение с моделью кинематического динамо.

 Цель презентации - дать представление о возможных областях применения модели и её ограничениях.


 

Принят 31 марта 2008 г.

 

23. В.А. Романов, Д.В. Романов, К.В. Романов
ВЛИЯНИЕ ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНОГО ВРАЩЕНИЯ ВНУТРЕННИХ СЛОЕВ СОЛНЦА НА УСТОЙЧИВОСТЬ БЫСТРЫХ И МЕДЛЕННЫХ МОД КОЛЕБАНИЙ КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ.
Красноярский институт Железнодорожного Транспорта

В приближении идеальной магнитной газовой динамики получено дисперсионное уравнение линейных колебаний тонкой магнитной трубки, вращающейся в экваториальной плоскости Солнца [ 1 ]. Решение дисперсионного уравнения позволяет выделить два класса колебаний: быстрые и медленные волны, распространяющиеся вдоль магнитной трубки. Исследуется устойчивость линейных колебаний для обоих типов волн в зависимости от глубины расположения магнитной трубки ниже фотосферного уровня, напряженности магнитного поля и скорости углового вращения.

С ростом напряженности магнитного поля устойчивые колебания трубки реализуются не только ниже конвективной зоны, но и на глубинах, расположенных ниже фотосферного уровня порядка 90000 – 100000 км [2] для гармоник с m > 5. Данный результат важен для анализа физики зарождения локальных активных областей на Солнце.

 Л И Т Е Р А Т У Р А

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

 2. Romanov D.V., Romanov V.A.. The magnetic flux lifting from relaxation zone at the photospheric level // Astronomicheskii zhurnal. 1993. V. 70. P. 134.


 

Принят 31 марта  2008 г.

 

24. Н.А. Бархатов 1, Е.А. Калинина 2
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ МАГНИТНЫХ ОБЛАКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА.
1ФГНУ “Научно-исследовательский радиофизический институт” (НИРФИ), Россия, Нижний Новгород
2 Нижегородский Государственный Педагогический Университет (НГПУ), Россия, Нижний Новгород

Работа посвящена реализации модели магнитных облаков солнечного ветра и методики определения их основных параметроврадиуса, значения магнитного поля на оси, ориентации оси относительно плоскости эклиптики и прицельного параметра.

Наиболее часто магнитные облака представляются крупномасштабными цилиндрическими бессиловыми “force-free” магнитными потоковыми трубками. В этом случае электрические токи потоков всюду параллельны или антипараллельны линиям магнитного поля. При таких идеальных условиях, максимальная сила магнитного поля должна наблюдаться в центре, то есть, на оси потоковой трубки. Моделирование конкретных магнитных облаков выполнялось в рамках бессиловой модели. Оно было направленно на вычисление их параметров и ориентации оси относительно плоскости эклиптики и выполнялось сопоставлением модельных профилей магнитного поля магнитных облаков и данных с космических аппаратов (КА). Оценка качества моделирования производилась путем вычисления наименьшего среднеквадратичного отклонения модельных результатов содержащих значения компонент магнитного поля от реально зарегистрированных компонент поля с учетом относительных отклонений. Для реализации необходимых вычислений была создано соответствующая компьютерная программа и отработана методика анализа параметров магнитных облаков.

Для проверки полученной модели было отобрано четыре события 19.03.80, 18.10.95, 10.01.97 и 09.11.98 зарегистрированных на КА ISEE 3, WIND и ACE, соответственно, и идентифицированных в литературе как магнитные облака. Результаты проведенного моделирования хорошо описывают структуру магнитного поля, что свидетельствует о правильности выбранного приближения и методики анализа данных. Дополнительной проверкой используемого подхода является соответствие полученных нами параметров с результатами других вариантов моделирования выполненных работах [1-3].

В работе дополнительно было проведено сравнение разных моделей, используемых для изучения магнитных облаков, в частности “force-free”, “non-force-free” и “elliptical cross-section” модели. Оно показало, что более сложные модели не дают принципиального уточнения в определении параметров и ориентации магнитных облаков. Модель “force-free” хорошо описывает структуру магнитного поля облака. Таким образом, рассмотренную модель и созданную вычислительную программу можно использовать для определения особенностей структуры и переноса магнитных облаков. Такое изучение магнитных облаков, как наиболее геоэффективных объектов в солнечном ветре, обеспечит возможность прогнозирования глобальной геомагнитной обстановки.

Работа поддержана грантом РФФИ 06-05-64482.

Литература

1. Lepping, R. P., Burlaga, L. F., Szabo, A., Ogilvie, K. W., Mish, W. H., Vassiliadis, D., Lazarus A. J., Steinberg, J. T., Farrugia, C. J., Janoo, L., and Mariani, F. The Wind magnetic cloud and events of October 18– 20, 1995: Interplanetary properties and as triggers for geomagnetic activity // J. Geophys. Res. 1997. V. 102. No. A7. P. 14,049 – 14,063.

2. Hidalgo, M. A., Cid, C., Vinas, A. F., and Sequeiros, J. A non force-free approach to the topology of magnetic clouds in the solar wind // J. Geophys. Res. 2002. V. 106. No. A1. P. 1002. 10.1029/2001JA900100.

3. Hidalgo, M. A., Nieves-Chinchilla, T., and Cid, C. Elliptical cross-section model for the magnetic topology of magnetic clouds // Geophysical Research Letters. 2002. V. 29. No. 13. P. 1637. 10.1029/2001GL013875.


 

Принят 1 апреля 2008 г.

 

25. О.М. Бархатова 1, С.Е. Ревунов 2
НЕЙРОСЕТЕВАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ПРОЯВЛЕНИЙ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В СОЛНЕЧНОМ ВЕТРЕ.
1ФГНУ “Научно-исследовательский радиофизический институт” (НИРФИ), Россия, Нижний Новгород
2 Нижегородский Государственный Педагогический Университет (НГПУ), Россия, Нижний Новгород

Разработана нейросетевая методика классификации уединенных крупномасштабных событий, зарегистрированных в окрестности Земли, позволяющая связать их с крупномасштабными потоками солнечной плазмы, являющихся проявлениями солнечной активности. Для этих целей создана самообучающаяся искусственная нейронная сеть типа слоя Кохонена, разделяющая данные о возмущениях концентрации (N), скорости и температуры потока солнечного ветра (V, Т), компонент межпланетного магнитного поля (ММП) (Bx, By, Bz) и модуля поля (В) на классы в интервалах рассматриваемых возмущений. Результатом численных экспериментов является установление типов солнечных источников рассматриваемых событий-возмущений, путем сопоставления полученных классов с прямыми солнечными наблюдениями. Сопоставление позволяет установить причинно-следственные связи рассматриваемых околоземных возмущений с конкретным типом их источника на Солнце.

В качестве источников, возмущающих спокойный солнечный ветер, рассматривались наиболее характерные проявления солнечной активности: вспышки (sf), корональные дыры (CH), активизировавшиеся волокна (SDF), гелиосферные токовые слои (HCS) и их всевозможные сложные сочетания. Анализировались 18 уединенных крупномасштабных событий, каждое продолжительностью 72 часа, по данным со спутниковой системы OMNI [http://www.ngdc.noaa.gov]. Определение типов солнечных источников, проводилось путем сопоставления полученных классов с данными прямых солнечных наблюдений (бюллетень “Солнечные данные” и Solar Geophysical Data [http://www.noaa.gov]).

Классификация событий выполнялась при постановке ряда численных нейросетевых экспериментов с участием разных комбинаций из указанных выше параметров солнечного ветра и ММП. Качество разработанной методики определялась как процентное отношение количества событий доминирующего типа солнечного источника, к общему числу событий в классе. Оказалось, что классификация возмущений в солнечном ветре на основе комбинации параметров N, V, T, B. является предпочтительной для выявления типов источников потоков и объявления итоговых классов рассматриваемых событий.

В результате всех численных экспериментов с учетом данных прямых солнечных наблюдений, составлен следующий ряд контролируемых классов: класс 1 – вспышки различной интенсивности, класс 2 – интенсивные корональные дыры, класс 3 – слабоинтенсивные волокна и класс 4 – слабоинтенсивные корональные дыры. Результаты сопоставлены с данными прямых солнечных наблюдений и с результатами, найденными на основе использования статистической методики. Разработанная методика позволяет вести классификацию событий космической погоды с приемлемой степенью эффективности (до 76%) и делать оценку энергетики солнечных потоков. Предлагаемая методика проведения классификации геоэффективных солнечных потоков направлена на создание нового стандарта описания явлений космической погоды.

Работа поддержана грантом РФФИ 06-05-64482.


 

Принят 1 апреля 2008 г.

 

26. Л.А. Плюснина
АКТИВНЫЕ ДОЛГОТЫ НА ФАЗАХ РОСТА И СПАДА ЦИКЛА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, lplus@iszf.irk.ru

Определено положение активных долгот в системе координат, вращающейся со скоростью, обеспечивающей минимальный разброс холмов солнечной активности по долготе на протяжении нескольких циклов солнечной активности. Обоснована необходимость использования высокого (не менее 0.001 суток) разрешения по периоду для решения этой задачи. С заданным разрешением 0.001 суток определены периоды вращения активных долгот (АД) на интервале времени 1878-2005 годы. В качестве исходных использовались данные Гринвичской обсерватории по ежедневным, суммированным по диску Солнца, значениям площади солнечных пятен. Показано, что наиболее стабильные и долгоживущие АД существуют на фазе роста цикла солнечной активности (СА). В это время период вращения АД для десяти циклов СА (с 13 по 22) составил 27.965 суток со средним разбросом от цикла к циклу менее 0.0015 суток. На фазах спада тех же циклов для областей повышенной солнечной активности наименьший разброс по долготе достигнут при вращении с периодом 28.694 суток для циклов 12-17, и 26.704 суток для циклов 18-23.

Показано, что при найденных значениях периодов вращения, на фазе роста десяти циклов СА существует только одна АД. То же справедливо и для фазы спада всех циклов СА. Иллюзия присутствия двух АД является следствием суммирования АД, наблюдавшихся как на фазах роста, так и спада цикла.

Полученные периоды вращения АД отличаются от предполагаемого для вмороженного в лучистую зону реликтового магнитного поля - вероятного источника АД. Относительно близкие к ожидаемым значения периодов вращения АД получены только для фазы спада циклов 12-17.


 

Принят 1 апреля 2008 г.

 

27. В.И. Мордвинов, Л.А. Плюснина
КРУТИЛЬНЫЕ КОЛЕБАНИЯ В АТМОСФЕРЕ ЗЕМЛИ И НА СОЛНЦЕ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, lplus@iszf.irk.ru

Аномальные (многократные) переполюсовки, обусловленные дрейфом фоновых магнитных полей (ФМП) к полюсам, до сих пор никак не объяснены. Между тем, дрейфы ФМП, начинающиеся в низких широтах Солнца напоминают скорее гидродинамическое явление, чем процесс, обусловленный особенностями магнитного динамо.

Похожими свойствами обладают крутильные колебания в атмосфере Земли. И на Земле и на Солнце скорость меридионального дрейфа возмущений определяется групповой скоростью длинных баротропных волн Россби. Можно предположить, по аналогии, что на Солнце эти волны так же возникают в околополюсной области, в основании конвективной зоны или в верхней части зоны лучистого равновесия. В средних и низких широтах возмущения выходят на поверхность и, постепенно затухая, дрейфуют к полюсам.


 

Принят 1 апреля 2008 г.

 

28. В.М. Ефименко1, В.В. Токий2, Н.В. Токий 2
О РОЛИ ИНДУКЦИОННЫХ ЭЛЕКТРИЧЕСКИХ ТОКОВ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА .
1
Астрономическая обсерватория КНУ имени Тараса Шевченко
2 Донецкий физико-технический институт им. А.А. Галкина НАН Украины

В настоящей работе с учетом конечности электрической проводимости рассмотрено возникновение радиальных и меридиональных электрических токов, обусловленных дифференциальным вращением однородно намагниченного Солнца.

Из уравнения для магнитной индукции Максвелла [1] получено выражение для зависимости радиальной и меридиональной электродвижущей силы от параметров дифференциального вращения Солнца и данных гелиосейсмологии по изменению скорости вращения с глубиной [2].

В рамках магнитогидродинамического рассмотрения, учитывающего конечность электропроводности плазменных слоев [3], получены аналитические выражения для электрических радиальных и меридиональных индукционных, а также азимутальных конвекционных токов в плазменных слоях Солнца.

Учитывая зависимость электропроводности от температуры плазмы [4] проведены оценки для электрических индукционных и конвекционных токов в приповерхностных слоях Солнца.

Обсуждаются применение полученных результатов к актуальным проблемам нагрева солнечной короны.

Альвен Х. Космическая электродинамика // М.: ИЛ. 1952. 260 с.

Кичатинов Л.Л. Дифференциальное вращение звезд // УФН. 2005. Т. 105, № 5. С. 475-494.

Токий В.В., Ефименко В.М., Токий Н.В. 2008. Электрические явления в плазменных слоях солнечной атмосферы // (Тезисы настоящей конференции).

Спитцер Л. Физика полностью ионизированного газа // М.: ИЛ. 1957. 112 с.


Принят 1 апреля 2008 г.

 

29. В.В. Токий2, В.М. Ефименко1,   Н.В. Токий 2
ЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ ЯВЛЕНИЯ В ПЛАЗМЕННЫХ СЛОЯХ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ .
1
Астрономическая обсерватория КНУ имени Тараса Шевченко
2 Донецкий физико-технический институт им. А.А. Галкина НАН Украины

В наших работах [1, 2] описано возникновение радиальных, меридиональных и зональных электрических полей в атмосфере Солнца под действием гравитационных сил без учета общего магнитного поля Солнца.

Это магнитное поле учитывалось при расчете радиального и меридионального электростатического поля вокруг однородно намагниченной вращающейся звезды в работах [3, 4]. Как отмечено в работе [5] при идеальном магнитогидродинамическом рассмотрении [6] с бесконечной проводимостью плазмы (нулевым сопротивлением) не индуцируются электродвижущие силы.

В настоящей работе с учетом конечности электрической проводимости плазменных слоев Солнца и его атмосферы рассмотрены электромагнитные явления, обусловленные дифференциальным вращением однородно намагниченного Солнца.

Проведен также учет зависимости меридиональной и радиальной электродвижущей силы индукции от параметров дифференциального вращения Солнца и данных гелиосейсмологии по изменению скорости вращения с глубиной.

Получены аналитические выражения для электрического потенциала а также для меридиональных и радиальных стационарных электрических полей в зависимости от расстояния, гелиошироты, электропроводности и параметров вращения плазменных слоев.

Оценки показали, что электрические поля, обусловленные униполярной электромагнитной индукцией, вызываемые неоднордным вращением плазменных слоев Солнца, существенно превышают электрические поля, вызываемые гравитационными силами [1, 2].

1. Ефименко В.М, Токий В.В., Токий Н.В. Электрическое поле и электрический заряд в солнечной короне // Кинематика и физика небесных тел. 2004. Т. 20, №1. С. 27-33.

2. Токий В.В., Ефименко В.М., Токий Н.В. Электрические поля, вызванные горизонтальными приливными силами в плазменных слоях атмосфер планет и звезд // Изв. Крымской Астрофиз. обс. Т. 103, ч. 2. С. 51-59.

3. Swann W.F.G. Unipolar Induction // Phys. Rev. 1920. V. 15. Р. 365-398.

4. Davis L. Jr. Stellar Electromagnetic Fields // Phys. Rev. 1947. V. 72, N 7. P. 632-633.

5. Parks G.K. Why Space Physics Needs to go Beyond the MHD // Space Science Reviews. 2004. V. 113. P. 97-125.

6. Parker E.N. The Alternative Paradigm for Magnetospheric Physics // J. Geophys. Res. 1996. V. 101, N 10. P. 587-597.


Принят 1 апреля 2008 г.

 

30. Н.В. Токий2, В.М. Ефименко1,   В.В. Токий 2
К УРАВНЕНИЮ ЭНЕРГЕТИЧЕСКОГО БАЛАНСА В ОСНОВАНИИ КОРОНЫ СОЛНЦА .
1
Астрономическая обсерватория КНУ имени Тараса Шевченко
2 Донецкий физико-технический институт им. А.А. Галкина НАН Украины

В нашей работе [1] рассмотрены изменения параметров изотермического плазменного слоя с расстоянием от поверхности Солнца без учета общего магнитного поля. Первой моделью коронального расширения, в которой учитывалась магнитная сила, была одножидкостная политропная модель, сформулированная Вебером и Дэвисом [2]. В их работе 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 [3].

В настоящей работе рассмотрены изменения параметров приповерхностных плазменных слоев солнечной атмосферы с расстоянием от поверхности Солнца, учитывающие дипольное приближение для общего магнитного поля [4]. Используя полученные в рамках магнитогидродинамического рассмотрения, учитывающего конечность электропроводности плазменных слоев [5], аналитические выражения для электрических индукционных радиальных и меридиональных токов в приповерхностных слоях Солнца [6], рассмотрено распределение джоулевых потерь в плазме.

Полученные результаты позволяют оценить вклад индукционных токов, обусловленных дифференциальным вращением Солнца, в нагревание приповерхностных слоев атмосферы.

Проведено сравнение вкладов потоков механической энергии и джоулевой диссипации индукционных радиальных и меридиональных токов, обусловленных неоднородным вращением, в нагрев солнечной короны.

1. Токий В.В., Ефименко В.М., Токий Н.В. Электрические поля, вызванные горизонтальными приливными силами в плазменных слоях атмосфер планет и звезд. // Изв. Крымской Астрофиз. обс. 2006. Т. 103, ч. 2. C. 51-59.

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

3. Хундхаузен А. Расширение короны и солнечный ветер // М.: Мир. 1976. 302 с.

4. Альвен Х. Космическая электродинамика // М.: ИЛ. 1952. 260 с.

5. Токий В.В., Ефименко В.М., Токий Н.В. Электрические явления в плазменных слоях солнечной атмосферы // 2008. (Тезисы настоящей конференции).

6. Ефименко В.М., Токий В.В., Токий Н.В. Индукционные электрические токи в атмосфере Солнца, обусловленные дифференциальным вращением // 2008. (Тезисы настоящей конференции). 


 

Принят 1 апреля 2008 г.

 

31. Е.В. Милецкий, В.Г. Иванов
ВЗАИМОСВЯЗИ ШИРОТНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК ЗОНЫ ПЯТНООБРАЗОВАНИЯ НА СОЛНЦЕ С УРОВНЕМ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург

Тесная связь ширины зоны пятнообразования с величиной солнечной активности, установленная ранее для среднегодовых величин, подтверждена и для их среднеоборотных значений. Установлено, что для “плотности широтного распределения” (ПШР), определяемой как отношение величины солнечной активности к ширине соответствующей зоны, существует определенный уровень насыщения, достигаемый уже при небольших значениях общей активности. После достижения этого уровня дальнейшее увеличение активности происходит только за счет расширения зоны пятнообразования. Показано, что во всех рассмотренных 11-летних циклах (12-23) величина ПШР выходит на уровень насыщения и поэтому не зависит от амплитуды этих циклов. Таким образом, и суммарная за цикл “продуктивность” солнечной активности в какой-либо широтной полосе, рассчитанной из ПШР, оказывается близкой к константе. Исходя из наибольшей ширины зоны пятнообразования и на основе полученных соотношений, сделаны оценки максимально возможных амплитуд 11-летних циклов.


 

Принят 1 апреля 2008 г.

 

32. Д.М. Волобуев
ПРАВИЛО ГНЕВЫШЕВА-ОЛЯ: ЭМПИРИЧЕСКИЕ ЗАКОНОМЕРНОСТИ И ФИЗИЧЕСКИЕ ГИПОТЕЗЫ.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург

Правило Гневышева-Оля (ПГО),или корреляция интегральной солнечной активности в последовательных парах циклов, нарушилось не только для пары (4,5) но и для пары (22,23). В данной работе мы предлагаем интерпретировать ПГО как упорядоченность, характерную для хаотических процессов низкой размерности типа отображения палатки. Мы приводим систему модельных уравнений типа "дискового динамо", которая позволяет получить наблюдаемую форму отображения. В данной интерпретации ПГО не имеет исключений.


 

Принят 2 апреля 2008 г.

 

33. Т.П. Борисевич1, Г.Н. Ильин3, А.Н. Коржавин2, Н.Г. Петерова2, Н.А. Топчило4
ДИАГНОСТИКА КОРОНАЛЬНОЙ ПЛАЗМЫ НАД АКТИВНЫМИ ОБЛАСТЯМИ НА СОЛНЦЕ НА ОСНОВЕ ИНТЕГРАЛЬНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК ИЗЛУЧЕНИЯ НА МИКРОВОЛНАХ .
1ГАО РАН, Санкт-Петербург, mail  btp@gao.spb.ru
2 СПбФ САО РАН, Санкт-Петербург, mail   peterova@yandex.ru
3ИПА РАН, Санкт-Петербург, mail  igen@ipa.rssi.ru
4
СПбГУ, Санкт-Петербург, mail   top@astro.spbu.ru

Приводятся результаты обработки наблюдений долгоживущей (в течение 4-х оборотов) активной области NOAA 10923 - 10930 - 10935 - 10941 в ноябре 2006 г.- феврале 2007 г. Спектрально-поляризационные наблюдения выполнены на Большом пулковском радиотелескопе (БПР).

На основе новых данных подтверждается выполнимость известного критерия Танака-Эноме, что выражается в усилении коротковолнового излучения на микроволнах в период предвспышечной эволюции АО. Показано, что в роли ответственного агента может выступать формирование пекулярного источника в структуре короны над АО. Спектральные особенности выделенного пекулярного источника интерпретируются присутствием в излучающей плазме токового слоя. Анализ интегральных характеристик источников микроволнового излучения может быть в перспективе использован для оценки неоднородности корональной плазмы вспышечно-активных областей.


  

Принят 3 апреля 2008 г.

 

34. П.Г. Брайко
РОЛЬ ЗАКРУЧИВАНИЯ СИЛОВИХ МАГНИТНЫХ ЛИНИЙ В ЦИКЛИЧНОСТИ СОЛНЦА.
Кировоградский национальный технический университет, Кировоград, Украина

Рассматривается проблема регенерации крупномасштабного магнитного поля Солнца из тороидальной конфигурации в полоидальную. На основе исследований делается вывод о значимости азимутального закручивания силовых линий, что не учитывается при усреднении полей.  Сам процесс закручивания может происходить вследствие появления альвеновских волн с круговой поляризацией, что подтверждается решением уравнений. Усиление магнитного поля, как общепринято, осуществляется продольным растяжением  силовых линий в области тахоклина из-за радиального градиента угловой скорости вращения, что приводит к образованию тороидальной составляющей поля. Однако происхождение полоидальной компоненты с дальнейшим всплыванием может объясняться раскручиванием силовых линий там, где изменяется режим дифференциального вращения, а именно на средних и экваториальных широтах. Это лишает необходимости вводить альфа-эффект, приуменьшая роль турбулентной спиральности в решении вопроса о периодичности солнечной активности. Вследствие возможных колебаний положения тахоклина образованная петля всплывает, достигая поверхности или же перемещаясь вдоль изоротационной поверхности. Такой подход  значительно упрощает задачу солнечного динамо для уточнения механизма цикличности.


   

Принят 11 апреля 2008 г.

 

35.  Л.И. Цветков, С.А. Самисько
ПУЛЬСАЦИИ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В ПРИПОЛЯРНЫХ ОБЛАСТЯХ СОЛНЦА.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым 298409

В докладе обсуждаются колебательные структуры в радиоизлучении Солнца двух временных масштабов: долгопериодические колебания радиоизлучения вблизи северного и южного полюсов Солнца по дифференциальным (край-центр) измерениям на волне 2,25 см  в 1978-1984 гг. и короткопериодические колебания радиоизлучения приполярной области по наблюдениям на волнах 2,0 и 2,8 см в 2006-2007 гг.

В первом случае анализируются средние Фурье-спектры мощности колебаний, во втором  случае изучение пульсаций радиоизлучения осуществлялось с помощью вейвлет-анализа

Отмечается наличие стабильных долгопериодичных гармонических составляющих в Фурье-спектрах и присутствие кратных частот в пульсациях радиоизлучения из области корональной дыры, располагавшейся вблизи северного полюса Солнца.


 

Принят 11 апреля 2008 г.

 

36. Н.А. Лотова 1, К.В. Владимирский 2В.Н. Обридко 1
ЭВОЛЮЦИЯ КОМПОНЕНТ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В ХОДЕ 23-ГО ЦИКЛА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
1 Институт Земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, 142190 г. Троицк, Россия
2 Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, 119924 г. Москва, Ленинский проспект 53, ФИАН, Россия

В изучении солнечного ветра в последние годы возникло новое научное направление: диагностика компонент потока солнечного ветра и их источников в солнечной короне. Основу исследований здесь составляют эксперименты по массовому зондированию межпланетной плазмы вблизи Солнца, на радиальных расстояниях R~2,7-70R_s : ПРАО РАН, г. Пущино, радиотелескопы ДКР-1000 и РТ-22, а также расчеты магнитных полей в солнечной короне: напряженности и структуры по измерениям магнитного поля на поверхности Солнца в Солнечной обсерватории Дж. Вилкокса, США. Данные экспериментов позволяют локализовать в околосолнечном пространстве положение ближней к Солнцу границы переходной, трансзвековой области солнечного ветра R_in . Метод диагностики компонент потока солнечного ветра и их источников в солнечной R_in короне основан на корреляционном анализе зависимости расположения границы от напряженности магнитного поля |B_R | на поверхности источника, R=2.5R_s . Метод взаимосвязанного изучения структуры солнечного ветра и магнитного поля в короне использован в изучении эволюции структуры потока в период 2000-2007 г.г. Получены уникальные данные об эволюции компонент потока в ходе 23-го солнечного цикла

 


 

Принят 15 апреля 2008 г.

 

37. И.Г. Костюченко
О РАЗЛИЧИИ В ХАОТИЧЕСКОЙ ДИНАМИКЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ НА РАЗНЫХ ВРЕМЕННЫХ МАСШТАБАХ.
ФГУП  НИФХИ  им . Л.Я.Карпова

На основе временного ряда чисел Вольфа, накопленного за 258 лет, на временных масштабах от нескольких дней до нескольких десятков лет рассмотрены особенности хаотической динамики процесса выхода на солнечную поверхность пятен. Для анализа ряда использовался метод Фликкер-шумовой спектроскопии  (1,2), основанный на совместном анализе свойств спектров мощности  временных рядов измеряемой динамической переменной  и их структурных функций (разностных моментов второго порядка). В качестве феноменологических параметров при параметризации хаотического сигнала  без периодической составляющей  использовались: n -спектральный индекс (показатель наклона спектра мощности) и H1 –константа Хёрста, определяемая из структурной функции.  Значения n и H1 были получены для нескольких частотных интервалов, причем в низкочастотном интервале, где вклад периодической составляющей существенен,  применена вычислительная процедура,  разработанная в (1,2),  которая позволяет разделять вклад в указанные функции периодической и хаотической составляющих. 

Показано, что:

спектральный индекс является параметром, чувствительным к изменению хаотической динамики процесса; 

для рассмотренного процесса в частотном интервале  1/ 2года  <  f  < 1/ месяц (f- частота)   не выполняется общепринятое соотношение 2H1 = n -1 , что связано с преобладающим вкладом в структурную функцию крупномасштабных флуктуаций измеряемой динамической переменной; 

значение спектрального индекса n изменяется на временах порядка 2 года, что может быть указанием на существование медленного динамического процесса с характерным временем больше нескольких лет, который влияет на условия магнитной конвекции на Солнце, т.е. делает ее нестационарной. Возможно, именно этот процесс имеет квазипериодическую природу и ответственен за появление 11-летнего цикла СА.

1.  Тимашев С.Ф. Фликкер-шумовая спектроскопия: информация хаотических сигналах / М., ФИЗМАТЛИТ, гл. 2.5, 2.10, 2.12, 2007

2.   Timashev S.F., Polyakov Yu.S. Review of Flicker Noise spectroscopy in electrochemistry. / Fluctuation and Noise Letters V.7 N.2 P.R15-R47. 2007


 

Принят 21 апреля 2008 г.

 

38. С.Н. Самсонов1, Д.Г. Баишев1, В.А. Котов2Л.И. Мирошниченко3,4В.Е. Тимофеев1,5Н.Г. Скрябин1, В.И. Одинцов3
160-МИН ПУЛЬСАЦИИ В ПРИЗЕМНОМ ДАВЛЕНИИ И  ГЕОМАГНИТНОМ ПОЛЕ.
1 Институт космофизических исследований и аэрономии им.Ю.Г. Шафера СО РАН, Якутск, Россия, е-mail: s_samsonov@ikfia.ysn.ru
2НИИ “Крымская астрофизическая обсерватория”, п. Научный, Крым 298409, Украина
3 Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова РАН, Троицк, Московская область, Россия
4
Институт геофизики, Мехико, Мексика
5
Физико-технический институт Якутского государственного университета им. М.К. Аммосова, Якутск, Россия

Исследование спектрального состава атмосферного давления и Z-компоненты геомагнитного поля, полученного по данным станций Европы и Сибири, позволило обнаружить колебания с периодом 160 мин. Использовались данные за декабрь 2003 и март 2004 годов.  Как показал анализ, в декабре 2003 г. колебания проявляются в Европе и Сибири синхронно, причем преимущественно в виде “пакетов” (“квантов”) из двух-пяти импульсов. Средняя амплитуда колебаний в приземном давлении составляет 0.012±0.003 мб, в то время как в Z-компоненте на средних широтах она равна 0.32±0.07 нТл и возрастает в ~8 раз ближе к полярным областям. Обсуждается возможная причина наличия однотипных колебаний с периодом 160 мин в атмосферном давлении и в Z-компоненте геомагнитного поля.


 

Принят 21 апреля 2008 г.

 

39. Н.И. Бондарь, В.В. Прокофьева
ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНОЕ ВРАЩЕНИЕ И ЦИКЛЫ АКТИВНОСТИ КРАСНОГО КАРЛИКА PZ MON.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым. 298409. Украина E-mail:bondar@craocrimea.ru; prok@craocrimea.ru

По результатам частотного анализа многолетних фотометрических наблюдений активного красного карлика PZ Mon определены характерные времена долговременной переменности, вызванной циклическими изменениями запятненности фотосферы. Найдены период вращения и несколько значимых периодов колебаний блеска, которые свидетельствуют о дифференциальном вращении звезды. Анализ архивных данных о блеске звезды позволил обнаружить несколько циклов активности.

Выполнено сравнение полученных значений Pcyc и Prot c эмпирическими зависимостями для активных звезд солнечного типа и звезд нижней части главной последовательности. Согласно значению показателя цвета звезды B-V оценено время обращения конвективного вихря τc и вычислено параметрическое значение Pcyc, которое согласуется с результатами периодограммного анализа.


 

Принят 23 апреля 2008 г.

 

40. Р.К. Жигалкин
АБСОЛЮТНЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ ЯРКОСТИ КОРОНЫ ПО ЗАТМЕННЫМ НАБЛЮДЕНИЯМ.
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", п. Научный, Крым. 298409. Украина 

В работе рассмотрены вопросы, связанные с обработкой изображений солнечной короны, полученных во время полной фазы затмения 29 марта 2006 г. наблюдавшегося в Египте. Для проведения фотометрической редукции применялись наблюдения, выполненные в космических экспериментах SOHO и HIPPARCOS. Описана методика обработки данных и представлены изофоты изображений. Предварительные результаты будут использованы для последующего анализа физического состояния короны в период затмения.


 

Принят 23 апреля 2008 г.

 

41. А.В. Баранов
АНАЛИЗ ОСОБЕННОСТЕЙ ПРИМЕНЕНИЯ МАГНИТОАКТИВНЫХ  ЛИНИЙ СО СЛОЖНЫМ РАСЩЕПЛЕНИЕМ ДЛЯ ИЗМЕРЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ.
УАФО ДВО РАН, Россия, г.Уссурийск

В измерениях напряженности магнитного поля H используются линии со сложной структурой расщепления. При этом используются эффективные факторы Ланде.  Методика заимствована из оптической спектроскопии, где подобный расчет делается  для линий излучения. Для линий поглощения возможность ее применения не изучена. Мы рассчитали теоретические профили линий в диапазоне длин волн λλ 524.2–525.4 нм, в котором есть четыре триплета и пять линий нейтрального железа со сложной структурой расщепления. Расчет выполнен с использованием системы уравнений переноса излучения Беккерса для линий со сложной структурой расщепления и случаев, когда линия предполагалась триплетом.  Найдены соответствующие площади параметров круговой поляризации, их отношение S=Sсл. линии/Sтриплета для каждой линии, расстояние максимумов круговой поляризации от центра линий для обоих случаев и их отношение L=Lсл. линии/Lтриплета. Приняты следующие обозначения:   Sф  и  Lф  –параметры для линий в факельной точке,   Sп  и Lп  –аналогичные отношения для линий в пятне.

Линия Fe 1 λ  524.71 нм для моделей пятна Кнеера и факельной точки Соланки дает значения     S = 0.991.01, т. е. ведет себя как триплет, также как линии Fe 1 λ  525.06  нм (S = 1.061.10) и Fe 1 λ 524.38 нм (S = 0.971.00). Эти линии имеют расщепление второго типа (внешние компоненты расщепления интенсивнее внутренних).

Линия Fe 1 λ  525.30 нм, имеющая структуру расщепления первого типа, показывает S = 0.730.84 в факельной точке и  S = 0.971.09 в пятне, т. е. есть заметные различия. Линия Fe 1 λ 524.91 нм, имеющая структуру расщепления третьего типа, показывает значения S = 0.730.81 в факельной точке и S = 0.900.94 в пятне. В ней различия максимальны.

Линия Fe 1 λ  524.71 нм показывает значения L= 1.001.05, у линии Fe 1 λ 525.06 нм L = 1.001.07, линия Fe 1 λ  524.38  нм имеет L=0.991.04. Линия Fe 1 λ  525.30 нм  дает L= 0.981.17.   Наибольшие отличия у линии  Fe 1 λ 524.91 нм    L=1.071.22.

Следовательно, измерения H по линиям со сложным расщеплением могут сопро–вождаться  систематическими ошибками, по крайней мере, для линий первого и третьего типов расщеплений. При измерениях H во многих случаях необходим теоретический расчет профилей Стокса используемых линий.


 

Принят 23 апреля 2008 г.

 

42. А.В. Баранов, Н.Н. Баранова, Л.Ф.Лазарева
АНАЛИЗ АСИММЕТРИИ ПРОФИЛЕЙ МАГНИТОАКТИВНЫХ ЛИНИЙ В СПЕКТРЕ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНАЙ.
УАФО ДВО РАН, Россия, г.Уссурийск

В присутствующем в солнечном пятне слабом компоненте с помощью анализа профилей Стокса линий в диапазоне λλ 621,3 – 633,7 нм  оценены лучевая скоростьVd  и величина его вклада в образование общего профиля линии D. Величины Vd и D имеют значительный разброс. В полутени, обращенной к центру диска, Vd положительны и нахо-дятся в пределах 2.6–4.6 км/сек. В полутени, лежащей ближе к лимбу, Vd находятся в пре-делах от -4.1 до 4.4 км/c при среднем значении -0.2 км/c. На границе  тень-полутень, обра-щенной к лимбу, Vd  находятся в пределах -4.5–3.8 км/c при среднем значении 0.5 км/c. В тени пятна  величины Vd   положительны, находятся в пределах 2.6–5.5 км/c при среднем значении 4.2 км/c   т.е. в тени пятна есть лучевые скорости больше, чем в полутени

Ниже даны средние величины Vd (км/c) и D для всех восьми разрезов в пятне. Профили слабого компонента в тени пятна и в полутени, обращенной к центру диска, имеют близкую лучевую скорость,    4 км/сек и дают вклад в профили линий D ≈ 0.2.

                        Полутень                                                            Тень                                                       Полутень

Vd км/c 3.8 4.1   3.9 4.1 4.2 4.2   0.6 -0.2
D 0.27 0.29   0.25 0.20 0.22 0.18   0.12 0.09

Самыми надежными являются измерения по линиям FeI λλ 627,02 и 630,25 нм. Наибо-лее сложно определить характеристики профилей Стокса для линий с фактором Ланде   1,0 ≤ g ≤ 1,5 поскольку положение слабого компонента приходится на участок наибольшей крутизны rI–профилей этих линий, Однако эти линии подтверждают   полученные результаты.

«Фиолетовая» асимметрия, прослеживаемая в  ядре и разрезах части полутени,  близкой к центру, плавно переходит в почти симметричную картину для rI–профилей и характерную для кроссовер-эффекта картину для rv–профилей.  Общая картина – это связь найденных потоков вещества,  кроссовер-эффекта и эффекта Эвершеда, т. е.  существует  взаимодействие трех типов вещества с разными H и разными скоростями.

В 15% случаев, rI–профиль слабого компонента показывает расщепление, соответству-ющее магнитному полю с напряженностью H, составляющей ≈ 0.4–0.5 от H в тени пятна.


 

Принят 23 апреля 2008 г.

 

43. В.Я. Нарманский
ВОЗВРАЩАЯСЬ К ВОПРОСУ О ПРИРОДЕ 11-ЛЕТНИХ ЦИКЛОВ.
УАФО ДВО РАН, Россия, г.Уссурийск

Числа Вольфа и специальная компьютерная программа использованы для поиска корреляционных связей между динамикой планет и числами Вольфа. Положения планет рассматриваются в гелиоцентрической системе координат. Цель работы - определение времени минимума цикла  24. Показано, что все минимумы 11-летних циклов (1823-1996гг.) солнечной активности могут быть определены на основании рассмотрения конфигураций (0 , 90 , 180 , 270 ) планетной пары Земля-Юпитер и положений Венеры, относительно линии узлов пары Земля-Юпитер. Найденные закономерности иллюстрированы примерами и использованы для прогноза минимума предстоящего цикла солнечной активности. Прогноз времени минимума в период с 16 сентября 2007 года, по 31 марта 2008 года.


 

Принят 24 апреля 2008 г.

 

44. А.П. Крамынин
ДИНАМИКА ВРАЩЕНИЯ КРУПНОМАСШТАБНЫХ СТРУКТУР  ФОТОСФЕРНЫХ ФАКЕЛОВ.
НИП  "Гелиоритм",  Симферополь,   Украина, 95011

По данным ежедневных значений площадей фотосферных факелов 1949-2004 гг.,  исследована динамика вращения «активных долгот». По скользящим пятилетним спектрам уверенно определяются доминирующие периоды вращения крупномасштабных структур фотосферных факелов и их временная динамика.

Подтверждено наличие нескольких вращательных мод, амплитуда которых максимальна в максимум 11-летнего цикла и на его спаде. Набор мод несколько зависит от фазы 11-летнего цикла и от полушария Солнца. Наиболее устойчивые моды 27 и 28 суток. Для северного полушария характерна мода 27 сут., а для южного - 28 сут


 

Принят 12 мая 2008 г.

 

45. М.М. Лычак 
ЦИКЛИЧЕСКИЕ ИЗМЕНЕНИЯ КОСМИЧЕСКИХ ФАКТОРОВ, ИХ ВЗАИМОСВЯЗЬ И ВЛИЯНИЕ НА ЗЕМНЫЕ ПРОЦЕССЫ.
Институт космических исследований НАН и НКА Украины, г. Киев, Украина, e-mail:set@ikd.kiev.ua

Существует взаимосвязь между земными процессами и процессами в околоземном космическом пространстве (так называемой космической погодой), которые определяются солнечной активностью и галактическим излучением. Однако выделить космическую составляющую влияния на земные процессы оказывается весьма сложно. Поэтому, наиболее информативным признаком такого влияния является близость среднего периода ритмов соответствующих циклических космических и земных процессов, определяемых на последовательностях синхронных измерений.

Естественно, здесь важную роль играет точность самих измерений сравниваемых процессов, строгость и обоснованность алгоритмов обработки данных, а также точность вычислений для определения среднего периода ритмов. Математической моделью циклического процесса x(t)  является выражение

,                     (1)

 – средняя амплитуда -ой циклической составляющей, имеющей среднюю частоту  (– средний период),  – ее средняя фаза,  и  – медленно изменяющиеся ограниченные функции времени (по сравнению со средней частотой),   – количество таких циклических составляющих. Известно, что если  – случайная функция времени, распределена по закону Рэлея, а - случайная функция времени, значения которой равномерно распределены на интервале , то такая циклическая составляющая представляет собой случайный узкополосный процесс с центральной круговой частотой , в окрестностях которой сосредоточена главная часть его мощности. Последнее обстоятельство характерно и для других случаев  и , поэтому здесь применима методика выявления устойчивых резонансных спектров в некоторых узких полосах частот. Устойчивость понимается в том смысле, что для нескольких десятков разных частей одной и той же длинной исследуемой реализации эти резонансы спектров будут лежать внутри одной и той же полосы частот, а их максимальные по модулю значения будут принадлежать еще более узкому интервалу частот внутри выделенной «резонансной» полосы частот.

Согласно приведенной методике определялись интервальные оценки средних периодов ритмики для ежедневных средних значений чисел Вольфа W на протяжении последнего векового цикла, т.е. последних девяти стандартных циклов солнечной активности c 24.05.1913г. по 27.10.2007г. (всего 34485 дней). Они дополнены оценками больших периодов для ритмики ежедневных средних значений чисел Вольфа W c 01.10.1853г. по 31.12.2007г. (всего 56613 дней).

Также получены интервальные оценки средних периодов для ритмики ежедневных средних значений уровня радиоизлучения F10.7 c 07.11.1983г. по 31.12.2007г. (всего 8821 дней). Кроме того, получены оценки средних периодов для ритмики ежечасовых средних значений планетарного индекса геомагнитной активности Dst c 01.01.1957г. по 31.12.2003г. (всего 411984 часов). Во всех случаях получены также интервальные оценки амплитуд соответствующих первых гармоник со средними периодами. Проведено сопоставление ритмики солнечной активности за двумя показателями с ритмикой геомагнитной активности за индексом Dst.


 

Принят 20 мая 2008 г.

 

46. Р. И. Костык 
КОНВЕКТИВНЫЕ ДВИЖЕНИЯ В СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЕ В ОБЛАСТИ ТЕМПЕРАТУРНОГО МИНИМУМА.
Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, 03680, Киев

В июле 2004 г. на 70-см германском вакуумном башенном телескопе VTT, установленном в обсерватории Дель Тейде Института Астрофизики на Канарских островах (о. Тенерифе) были проведены спектральные наблюдения в линии BaII 455.4043 нм. С помощью узкополосных фильтров в линии водорода Нα и в линии ионизованного кальция CaII K была выбрана невозмущенная область вблизи центра солнечного диска. Светоприемником служила ПЗС-камера размером 1024х1024 пиксел. Линия BaII 4554.043 А экспонировалось с интервалом времени 7.0 сек на протяжении 69.9 мин. За время наблюдений дрожание солнечной поверхности на входной щели спектрографа, обусловленное нестабильностью земной атмосферы и погрешностями гидирования, находилось в пределах 0”.3 – 0”7.

После первичной обработки наблюдательного материала (исправления за неодинаковую чувствительность пиксел, наклон и кривизну входной щели спектрографа, учет суточного вращения Земли) на 11 разных высотах в атмосфере Солнца (0, 30, 40, 100, 170, 310, 450, 500, 610, 680, 710 км) были определены вариации интенсивности и скорости, которые обусловлены конвективными движениями в атмосфере Солнца.

Основные результаты:

1. Колончатая структура конвективных движений сохраняется на всех исследуемых высотах Н=0-710 км.

2. Около 60% конвективных образований, которые наблюдаются на Н=0 км, достигают высоты Н=710 км.

3. Высоты Н=700 км достигают практически все конвективные образования, размеры которых на высоте Н=0 км превышают 1500 км.

4. На высоте Н=0 км приблизительно 75% конвективных образований следуют классической конвекции: гарячее вещество поднимается, а холодное опускается; а на высоте Н=710 км – лишь около 20%.

5. Конвективные образования меняют направление своего движения в среднем на высоте Н=300 км, а знак контраста в среднем на Н=250 км.

Полученные из наблюдений результаты мы сравнили с теоретическими расчетами. Используя тримерную гидродинамическую модель атмосферы Солнца, мы рассчитали контуры линии BaII 455.4043 нм с учетом НЛТР-эффектов. Всего было рассчитано 2500 спектральных контуров этой линии. Вариации интенсивности и скорости в теоретических контурах были найдены на тех же высотах, что и наблюденные. Дальнейший анализ показал, что теоретические расчеты удовлетворительно совпадают с данными наблюдений.


 

Принят 20 мая 2008 г.

 

47. М.И. Стодилка
ЭФФЕКТЫ ГОРИЗОНТАЛЬНОГО ПЕРЕНОСА ИЗЛУЧЕНИЯ В НАБЛЮДАЕМОЙ АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета им. И.Франко.

Для рассматриваемых нами моделей солнечной грануляции мы решали 2D задачу переноса излучения с учетом эффектов отклонения от ЛТР; то есть населенности уровней в каждой точке атмосферы определяются полем излучения, которое распространяется вдоль разных направлений. Таким образом, учитываются горизонтальные эффекты, чего не позволяет сделать 1.5D моделирование (одномерный перенос излучения в двухмерной модели грануляции).

Горизонтальные эффекты приводит к уменьшению чувствительности эквивалентной ширины к интенсивности излучения в непрерывном спектре: в грануле эквивалентная ширина растет, в межгранульной области -- уменьшается. Таким образом, горизонтальные эффекты, как и эффекты отклонения от ЛТР, уменьшают пространственные вариации эквивалентных ширин; но влияние их на эквивалентные ширины меньше; правда, вклад горизонтальных эффектов - противоположен не-ЛТР эффектам.

Рассмотрено влияние не-ЛТР и горизонтальных эффектов на пространственные вариации эквивалентной ширины сильной фотосферной линии l 532.4185 нм, образующейся в слоях от области формирования контунуумов до температурного минимума. Для этой линии имеются данные наблюдений с высоким пространственным разрешением, по которым мы построили путем решения обратной задачи переноса излучения модели наблюдаемой солнечной грануляции. В рамках одного скана из временной последовательности полученных моделей мы рассмотрели ЛТР, 1.5D (не-ЛТР) и 2D (не-ЛТР) перенос излучения. При ЛТР-приближении имеется значительный разброс эквивалентных ширин, которые определяются, в первую очередь, температурной стратификацией. При учете неравновесного образования линий ионизирующее УФ излучение нижних слоев уменьшает эквивалентные ширины в гранулах, за счет чего появляется отрицательный наклон зависимости; а нелокальный перенос излучения уменьшает разброс эквивалентных ширин. В еще более реалистичном приближении (2D перенос) горизонтальные эффекты дополнительно уменьшают как разброс эквивалентных ширин, так и их различия в гранулах и межгранулах. Наибольшее влияние на эквивалентные ширины горизонтальные эффекты имеют в узких гранулах и межгранулах.

При учете неравновесного образования дисперсия r0 линии возрастает, что вызвано смещением в более низкие слои (с б'ольшими горизонтальными вариациями параметров) области образования центрального ядра линии; а горизонтальный перенос излучения усиливает это увеличение дисперсии r0. Для других сильных и умеренных фотосферных линий нейтрального железа влияние не-ЛТР и горизонтальных эффектов аналогично; образующиеся в нижних слоях слабые линии Fe I чувствительны преимущественно к не-ЛТР эффектам.


 

Принят 20 мая 2008 г.

 

48. М.И. Стодилка
ДОЗВУКОВОЙ ФОН И ГРАВИТАЦИОННЫЕ ВОЛНЫ В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета им. И.Франко.

Устраняя из воспроизведенных пространственно- временных вариаций температуры акустические колебания, мы оставляем смесь конвективных движений и гравитационных волн. Дополнительная фильтрация пространственных частот, например, позволяет подавить, но не полностью, конвективные движения. Выделенные таким образом структуры (акустика подавлена полностью, конвекция - частично) будем называть в дальшейшем дозвуковой компонентой. Дозвуковая компонента порождается динамичными процессами фотосферной конвекции и вызывает в устойчивых слоях фотосферы стохастические цуги внутренних гравитационных волн (ВГВ). Под воздействием возмущений дозвуковой компоненты верхние и нижние фотосферные слои колеблются почти в противофазе. Температурные возмущения, вызванные наложением возмущений дозвуковой компоненты, могут существенно видоизменить температурную структуру конвективных ячеек, особенно в нижней фотосфере; вследствие чего возникают часто наблюдемые в белом свете аномалии фотосферной конвекции.

В рамках дозвуковой компоненты выделены и исследуются возмущения, свойства и особенности распространения которых соответствуют ВГВ. Поиск ВГВ ведется в области долгопериодических колебаний на мезо- и супергрануляционных масштабах с дополнительным ограничением на фазовую скорость. В фотосферных слоях рассматриваемые нами частоты колебаний меньше частоты Брента-Вяйсяля.

Чтобы исключить возможное наложение возмущений, мы выделили возмущения, распространяющиеся только в одном направлении. Для дозвуковой компоненты выполняются основные особенности гравитационных волн, за исключением двух: 1. - дозвуковая компонента содержит достаточно мощную конвективную составляющую и вносит, таким образом, значительный вклад в динамику конвективно неустойчивых слоев; 2. - не выполняется условие ортогональности фазовых и групповых скоростей. Следовательно, представляют интерес результаты соответствующей фазовой фильтрации выделенной нами дозвуковой компоненты; фазовая фильтрация дополнительно гасит конвективную составляющую и улучшает условия детектирования ВГВ.

После дополнительной фильтрации в конвективно устойчивых фотосферных слоях проявляются стабильные пространственно- временные квазипериодические структуры со следующими характеристиками: период колебаний 20 мин < $T$ < 30 мин, длина волны лежит в области мезогрануляционных масштабов, скорость распространения меньше звуковой, направление распространения почти горизонтальное, фазовая скорость перпендикулярная групповой скорости. Такие характеристики свойственны внутренним гравитационным волнам. Рассмотрена пространственная структура ВГВ, их возбуждение.


 

Принят 29 мая 2008 г.

 

49. В.Н. Криводубский
НЕЛИНЕЙНЫЙ МАКРОСКОПИЧЕСКИЙ ДИАМАГНЕТИЗМ ТУРБУЛЕНТНОЙ ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ КОНВЕКТИВНОЙ ЗОНЕ.
                          Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, ул. Обсерваторная, 3, Kиев-53, 04053; e-mail: krivod1@observ.univ.kiev.ua .

Вследствие быстрого магнитного всплывания сильных полей трудно обеспечить существенное усиление поля (например, механизмом динамо) и последующее удержание его в глубоких слоях солнечной конвективной зоны (СКЗ) в течение времени, сравнимого с периодом солнечного цикла. Поэтому возникает необходимость поиска механизмов “отрицательной магнитной плавучести”. Роль одного из таких механизмов в СКЗ играет макроскопический турбулентный диамагнетизм, физическая сущность которого состоит у вытеснении крупномасштабного (сглаженного) магнитного поля из областей с повышенной интенсивностью турбулентных пульсаций вдоль градиента турбулентной вязкости с эффективной скоростью Vm  = -Ñ n Т/2 (n »  (1/3)v l– коэффициент турбулентной вязкости, v и l – эффективная скорость и характерный масштаб турбулентных пульсаций). Вследствие радиальной неоднородности турбулентной вязкости СКЗ обладает сильными диамагнитными свойствами. Вблизи дна СКЗ, где интенсивность турбулентных пульсаций резко спадает до нуля, диамагнитное вытеснение направлено вниз, то есть, действует против магнитной плавучести. Согласно нашим расчетам [Krivodubskij V.N. // Astronom.Nachrichten. 2005. 326, No.1. P.61], скорость диамагнитного вытеснения поля вниз в кинематическом режиме (если физические параметры взять из модели СКЗ Стикса [Stix M. //The Sun. Berlin - Heidelberg - New York. 1989. P. 200]) составляет: Vm  » (2 - 4) × 10см/с. Однако, в реальных условиях в СКЗ магнитные процессы протекают в нелинейном режиме, вследствие чего выражения для скорости диамагнитного переноса приобретает вид: V(В) = 6 Vm Y (В), где Y (В) – функция подавления, В – магнитная индукция крупномасштабного поля. Поэтому нами исследовано подавление макроскопического турбулентного диамагнетизма, обусловленное крупномасштабным магнитным полем В (нелинейный диамагнетизм). Использовав условие баланса эффектов магнитного всплывания и диамагнитного погружения полей мы рассчитали самосогласованное распределение по глубине (радиусу) значений: заблокированного в солнечных глубинах установившегося (стационарного) магнитного поля BS; параметра нормализованного установившегося поля b S = BS/Beq (Beq » v(4p r )1/2 – равнораспределенная магнитная индукция, возбуждаемая мелкомасштабными турбулентными пульсациями v); функции подавления Y (b S) » (1/6) – b S2/5 и радиальной скорости нелинейного диамагнитного переноса поля V(b S) = 6 Vm Y (b S). Найдено, что вблизи дна СКЗ имеет место существенное подавление турбулентного диамагнетизма: b S  »  0,7– 0,8; Y (b S» 0,1  0,2; VD » (3 - 4)× 10см/с. Тем не менее, даже уменьшенной скорости диамагнитного опускания в нелинейном режиме VD достаточно, чтобы скомпенсировать всплывание сильных магнитных полей и обеспечить формирование в нижней половине СКЗ магнитного слоя мощного стационарного поля BS  = b Beq » 3000 – 4000 Гс.

Используя физические параметры из модели КЗ Стикса [1] мы рассчитали скорости радиальной и меридиональной компонент вращательного Ñ r -переноса магнитного поля, а также турбулентного диамагнитного переноса [2]. Установлено, что в высокоширотных доменах КЗ два эффекта направленного вниз переноса (диамагнетизм и радиальная Ñ r -адвекция) могут противостоять магнитной плавучести и, таким образом, заблокировать сильные тороидальные поля (величиной около 3000 – 4000 Гс) в глубинных слоях. Таким образом, эффекты “отрицательной магнитной плавучести” могут быть наиболее вероятной причиной, почему глубоко укоренившиеся магнитные поля не могут появиться на поверхности Солнца в виде пятен на высоких гелиоширотах. Однако, в приэкваториальном домене КЗ вертикальная (радиальная) компонента модифицированного вращением Ñ r -эффекта вызывает перенос тороидального поля вверх, т.е. действует в том же направлении, что и паркеровская магнитная плавучесть. Поэтому здесь этот магнитный поток способствует проникновению сильных тороидальных полей к поверхности, где фрагменты этих полей появляются в “королевской зоне” как пятна в активных областях.

По мере развития цикла пятна мигрируют от средних широт в направлении экватора. При этом среднегодичные относительные числа солнечных пятен достигают своего максимального значения спустя несколько лет после начала цикла (основной максимум). В то же время, иногда можно наблюдать повторные максимумы относительных чисел пятен (сдвинутые во времени на один – два года после основных максимумов) [3]. Важную роль в объяснении этого явления может сыграть вторая компонента вращательного Ñ r -эффекта – направленный к экватору меридиональный перенос тороидального поля [2]. Следует также учесть идею Нанди и Чудури [4]. Недавно они предположили, что направленное к экватору глубинное меридиональное гидродинамическое течение вещества проникает в лучистую зону ниже КЗ немного глубже, чем это считалось раньше.

 Работа выполнена при частичной поддержке гранта Ф25.2/094 Государственного фонда фундаментальных исследований Украины.

 Литература

1. Stix M. //The Sun. Berlin - Heidelberg - New York. 1989. P. 200.

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

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

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

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


 

Принят 29 мая 2008 г.

 

50. В.Н. Криводубский
ТОПОЛОГИЧЕСКАЯ НАКАЧКА МАГНИТНОГО ПОТОКА В КОНВЕКТИВНОЙ ЗОНЕ СОЛНЦА.
                          Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, ул. Обсерваторная, 3, Kиев-53, 04053; e-mail: krivod1@observ.univ.kiev.ua .

Исследован вопрос о роли топологической накачки (механизма переноса магнитного поля вниз трехмерной ячеистой конвекцией бенаровского типа) в перестройке тороидального магнитного поля в солнечной конвективной зоне (СКЗ). На Солнце вещество в конвективных ячейках поднимается в центре и опускается по краям ячеек. В результате, имеет место топологическая неравноправность нисходящих и восходящих потоков в слое бенаровских ячеек: опускающееся вещество пространственно (топологически) связано, тогда как поднимающиеся части плазмы изолированы одна от другой участками нисходящих движений. В таком ансамбле конвективных ячеек возникает эффект смещения вниз горизонтального магнитного поля (накачка магнитного поля вниз конвективного слоя) [Drobyshevski E.M., Yuferev V.S. // Journ. Fluid Mech. – 1974. – V.65. – P.33-44]. Величина скорости топологической накачки Vтн приблизительно равняется скорости конвекции в ячейках v. Мы полагаем, что топологическая накачка может содействовать фрагментации магнитных полей на горизонтальные силовые трубки, пронизывающие всю СКЗ. Наблюдения свидетельствуют, что на поверхности Солнца можно выделить несколько характерных масштабов движений: грануляцию, мезогрануляцию и супергрануляцию. Поэтому на сегодня получило широкое распространение представление об иерархии масштабов солнечной конвекции. Это вытянутые вдоль меридианов и сравнимые с толщиной СКЗ гигантские ячейки (существование которых обосновывается теоретическими расчетами), внутри них у верхней части СКЗ находятся супергрануляционные ячейки, а в самых внешних слоях гигантских ячеек и супергрануляции сосредоточены грануляция и мезогрануляция. Поскольку топологическая накачка действует только в масштабах собственно ячеек, то ячейки каждого слоя многомасштабной конвекции должны порождать локальную накачку на дно соответствующего конвективного слоя. Поэтому перенос поля вниз в объеме СКЗ, очевидно, будет приобретать ступенчатый (дискретный) характер по вертикали, вызывая смещение полей к основанию конвективных ячеек различных масштабов. Из условия баланса эффектов магнитного всплывания и направленной вниз топологической накачки мы сделали оценки максимальной величины поля B»  v (4p r )1/2 (r – плотность плазмы), сконцентрированного в разделенных по вертикале конвективных слоях (физические параметры брались из модели СКЗ Стикса [Stix M. //The Sun. Berlin - Heidelberg - New York. 1989. P. 200]). В слое грануляции (нижняя часть которого находится на глубине z »  1000 км) величина B0 составляет »  8 × 10Гс, в слое мезогрануляции (»  10000 км) B0 » 3,5 × 10Гс, в супергрануляционном слое (»  30 000 км) B»  × 10Гс, и, наконец, в нижней части гигантских ячеек вблизи дна СКЗ (z »  180 000 км) B»  8× 10Гс. В результате, структура магнитных полей в СКЗ, очевидно, приобретает многослойный характер. Таким образом, учет топологической накачки открывает путь к объяснению дискретной структуры магнитных полей в подфотосферных слоях (глубинная фрагментация полей), о возможности существования которой в последнее время идет активная дискуссия исследователей.


 

Принят 06 июня 2008 г.

 

51. А.Н. Шаховская, М.А. Лившиц, А.В. Белов
ВСПЫШКИ И КОРОНАЛЬНЫЕ ВЫБРОСЫ МАССЫ НА СОЛНЦЕ В ИЮЛЕ 2005 ГОДА.
                       

Продолжается изучение особенностей развития центров активности, в которых развиваются серии мощных нестационарных (CME/flare) процессов. Ранее были изучены периоды ноября 2000 г., июля 2002 г., октября 2003 г., когда в общем (CME/flare) процессе основным являются собственно вспышки. Доклад посвящен изучению взаимосвязи вспышек и связанных с ними СМЕ. В нем рассматриваются две вспышки 14 июля 2005 г и связанные с ними CME на западном лимбе и развитие явлений, приведших к совокупности мощных Форбуш-эффектов 11 – 17 июля 2005 г. Детально анализируются рентгеновские наблюдения самой большой в этот период  Х – вспышки 14 июля 2005 г. около 10:30 UT, оценивается масса связанного с ней СМЕ. Эти два события, являющиеся источниками типичных возрастаний мягких протонов, сравниваются с более редкими явлениями, характеризующимися только или большим ускорением мягких протонов (09.11.2002), или эффективным СМЕ и развитием мощной постэруптивной арочной системы (25.01.2007).


Первое сообщение | Список докладов | Абстракты докладов