Принят 14 апреля 2009 г.  

 

1. В.А. Котов

О СТРАННОМ МИНИМУМЕ 2007 – 2009 ГГ.

НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым 298409

Продолжительный и глубокий минимум 2007 – 2009 гг., а также неожиданное увеличение длины цикла Вольфа (№ 23) до 12 или более лет – сюрприз для «солнечников». С целью раскрытия причин рассмотрены измерения общего магнитного поля (ОМП) Солнца как звезды, выполненные за последние 41 год в КрАО и пяти других обсерваториях (в сумме более 19 тыс. суточных значений ОМП за 1968 – 2008 гг.). Показано, что минимум 2007 – 2009 гг. совпал с экстремумом отрицательного (S) ОМП, чем и объясняется аномальность 23-го цикла (два предыдущих экстремума S–поля, 1969 г. и 1990 гг., приходились на подъём пятенной активности). Экстремумы S–поля следовали с периодом 19.5(1.1) г. – некоторым средним между циклом Хейла 22.1(3) г. и саросом 18.6 г. На основе модели «квантового» Солнца-2 обсуждается причина появления в вариациях Солнца как лунно-земного периода, так и периодов некоторых планет Солнечной системы


 

Принят 20 мая 2009 г.

 

2. Е.В. Милецкий, В.Г. Иванов
ДИАГРАММЫ БАБОЧЕК ФОТОСФЕРНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, Санкт-Петербург

На основании данных измерений фотосферных солнечных магнитных полей, выполненных в обсерваториях Китт-Пика и Стэнфорда, изучается широтная эволюция крупномасштабного магнитного поля в 21-23 циклах солнечной активности. Показано, что диаграммы «бабочек Маундера» для групп пятен и крупномасштабных магнитных полей имеют похожую структуру.
Для диапазона гелиоширот -400 ё +400проведено сравнительное исследование циклической эволюции широтных и мощностных характеристик локальных (пятна) и крупномасштабных магнитных полей. Показано, что тесная зависимость между интенсивностью магнитного поля и размером низкоширотной зоны активности, установленная ранее по пятнам для локальных магнитных полей, подтверждается и для крупномасштабных полей Солнца. Обсуждаются возможности реконструкции диаграмм бабочек групп пятен и крупномасштабных полей в прошлом.


  

Принят 22 мая 2009 г

 

3. Е.А. Исаева1, В.Ф. Мельников2, Л.И. Цветков1
ЗАВИСИМОСТЬ ТОЧНОСТИ ОЦЕНКИ ПОТОКА ПРОТОНОВ СКЛ ОТ ЗНАЧЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ РАДИОВСПЛЕСКОВ.
1НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым Тел. (0654)-23-73-70; e-mail: tslev@yandex.ru,
2ФГНУ Научно-исследовательский радиофизический институт, Нижний Новгород

В работе приводятся результаты, свидетельствующие о том, что точность оценки потока протонов солнечных космических лучей (СКЛ) по параметрам микроволновых (µ) всплесков очень сильно зависит от интенсивности послевсплескового повышения (PBI) потока µ-всплеска, а также от интенсивности декаметровой компоненты (ДКМ) и от параметра Dt, характеризующего длительность времени задержки максимума ДКМ всплеска относительно максимума µ-всплеска. Было показано, что точность оценки потока протонов СКЛ по параметрам µ-всплесков значительно выше для протонных событий, характеризующихся низким уровнем PBI, мощной ДКМ компонентой и малым значением времени задержки (Dt<9 минут) максимума ДКМ всплеска относительно максимума µ-всплеска. По-видимому, эти три параметра связаны между собой, т.к. события, характеризующиеся малой задержкой Dt максимума ДКМ всплеска относительно µ-всплеска, имеют очень низкий уровень PBI. Более того, было показано, что точность оценки потока протонов в большей мере зависит от времени задержки Dt, чем от интенсивности ДКМ компоненты. Примерно для половины событий, исследуемой выборки, точность оценки потока протонов приближается к предельно возможной точности по параметрам µ-всплесков.


  

Принят 25 мая 2009 г

 

4. И.В. Кузьменко1, В.В. Гречнев2
О ВЗРЫВНЫХ ЭРУПЦИЯХ ВОЛОКОН.
1Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН, Уссурийск
2Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск

Представлены наблюдения нескольких событий, в которых происходили взрывные эрупции волокон. В таких случаях возможно разрушение магнитной структуры эруптивного волокна и разбрасывание его фрагментов в виде облака по значительной части поверхности Солнца. События анализировались по изображениям крайнего ультрафиолетового диапазона SOHO/EIT в каналах 195 A и 304 A с привлечением данных других спектральных диапазонов. Показано, что в событиях такого сорта могут наблюдаться крупномасштабные потемнения в канале 304 A, по своей конфигурации и положению отличные от диммингов в 195 A; корональные волны; а также отрицательные радиовсплески в микроволновом диапазоне. На примере события 13.07.2004 г., для которого имелся исчерпывающий набор данных, показана возможность оценки массы выброса по многочастотным записям отрицательного всплеска на основе модели спектра радиопоглощения.


  

Принят 25 мая 2009 г

 

5. М.М. Ковальчук, М.Б. Гирняк
ИСПОЛЬЗОВАНИЕ ХАРАКТЕРИСТИК ГЕОМАГНИТНЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ ДЛЯ КОЛИЧЕСТВЕННОЙ ОЦЕНКИ УСТОЙЧИВОСТИ СТРУКТУРЫ КОРПУСКУЛЯРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА.

Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко, г.Львов, ул. Кирилла и Мефодия, 8, 79005,
e-mail: hirnyak@astro.franko.lviv.ua

Для исследования устойчивости структуры корпускулярного излучения Солнца на разных фазах 23-го цикла активности сопоставлялись ежедневные геомагнитные характеристики - рекуррентные магнитные бури и возмущения с ежедневными данными о потоках корпускулярных частиц (протонов и электронов). Использовались каталоги геофизических и солнечных индексов за период 1996-2007 г.г. /www.sec.noaa.gov/.;

Геомагнитные возмущения тесно зависят от мощности корпускулярных потоков, особенно от величины потока протонов: при потоке частиц, обладающих энергией > 100 Mev, они достигают Земли приблизительно за 1 сутки, протоны с энергией на порядок-два ниже этого значения, соответственно, за 2-3 суток.

Были определены значения коэффициентов корреляции между 27-дневными рядами геомагнитных характеристик и оценена статистическая значимость полученных результатов. Все коэффициенты корреляции по абсолютной величине превышали 0.50, а величина ошибок составляла меньше ± 0.14, что дает возможность, в соответствии с правилами для оценки значимости, считать результаты достоверными. Наиболее высокие коэффициенты корреляции (0.87 - 0.90) получены в эпохи спада и минимума солнечной активности, что свидетельствует, согласно современным представлениям, о сохранении устойчивости структуры солнечных корпускулярных потоков.

Одновременно мы проследили связь вариаций геомагнитной активности с изменением площадей корональных дыр, являющихся главным источником солнечных корпускулярных потоков. Получено, что площади корональных дыр достигают наибольшего значения в эпоху спада солнечной активности, чем можно объяснить высокую геомагнитную активность в этот же период цикла.


 

Принят 25 мая 2009 г

 

6. Е.И. Дайбог1, К. Кечкемети2, Ю.И. Логачев1
ЖЕСТКОСТНАЯ ЗАВИСИМОСТЬ ХАРАКТЕРИСТИЧЕСКОГО ВРЕМЕНИ СПАДА ПОТОКОВ ЗАРЯЖЕННЫХ ЧАСТИЦ В СОБЫТИЯХ СКЛ.
1Институт ядерной физики МГУ имени М.В.Ломоносова, Москва,
2Институт частиц и ядерной физики ВАН (KFKI Research Institute for Particle and Nuclear Physics), Будапешт,Венгрия

Статистическое изучение зависимости характеристического времени,  t , спада интенсивности потоков протонов с энергиями 2-48 МэВ в SEP events от энергии частиц по данным IMP8 показало, что все солнечные события в энергичных частицах можно разделить на три группы: а)  t  не зависит от энергии протонов; б)  t   уменьшается с энергией в)  t , возрастает с увеличением энергии протонов. Наиболее представлена вторая группа, что находит свое объяснение в участии диффузии в процессе распространения частиц в МП. Однако, объединение данных по спадам частиц разной природы (е, р, альфа) в единую зависимость t от жесткости частиц в широком диапазоне изменения R обнаруживает гораздо большее разнообразие форм t(R) в разных событиях: не только регулярный рост, убывание или независимость от R, но также наличие в отдельных событиях максимумов и минимумов. Поскольку в рамках диффузионного приближения   t  обратно пропорционально длине свободного пробега частиц, l, то задача об изучении t(R) перекликается с уже давно рассматриваемой проблемой зависимости l(R), которая в отличие от стандартной квазилинейной теории, предсказывающей рост l с увеличением R (и соответственно уменьшение t(R)), в отдельных событиях имела широкий минимум. Рассматриваются разные формы зависимости t(R).


 

Принят 25 мая 2009 г

 

7. Е.И. Дайбог1, М.А. Зельдович1, В.Н. Ишков2, Ю.И. Логачев1
СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ И ЭНЕРГИЧНЫЕ ЧАСТИЦЫ В ПЕРИОДЫ СПОКОЙНОГО СОЛНЦА.
1НИИЯФ МГУ имени М.В.Ломоносова, Москва
2ИЗМИРАН, г. Троицк, Московская обл.

Межпланетное пространство заполнено потоками заряженных частиц не только во время активных процессов на Солнце, но и периоды спокойного Солнца. Потоки этих частиц распределены в широком диапазоне энергий. Частицы с энергией > 15-20 МэВ/нуклон приходят из Галактики, частицы меньших энергий генерируются на Солнце или в самом межпланетном пространстве.

В спокойные периоды отсутствуют большие вспышки, являющиеся мощными источниками частиц. Однако, абсолютно спокойным Солнце не бывает никогда и возможными источниками частиц могут быть как слабые вспышки на Солнце, так и различные ускорительные процессы в межпланетном пространстве. Кроме того, частицы небольших энергий (0,1 - 1,0 МэВ) могут быть частицами энергичного «хвоста» в распределении частиц солнечного ветра.

В работе исследуется связь потоков частиц на 1 а.е. со слабыми солнечными вспышками (< C1 в мягком рентгеновском излучении).


 

Принят 25 мая 2009 г.

 

8. В.А. Котов, В.И. Ханейчук
ВИБРАЦИИ СОЛНЦА И ЮПИТЕР.
НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым 298409

Измерения пульсаций Солнца проводились в КрАО с 1974 г. по 2008 г. дифференциальным («центр-край») методом. За 35 лет они сделаны в течение 2056 дней (12508 ч, или 750460 измерений лучевой скорости фотосферы с минутным усреднением). Первые 9 лет показали присутствие периода P0 = 9600.606(12) с, имеющего, по-видимому, космологическую природу (ритм «абсолютного времени» Вселенной) [1, 2]. Весь же 35-летний ряд показал доминирование периодичности P1 = 9597.936(24) с, имеющей устойчивую начальную фазу и среднюю амплитуду 0.26 м/с (изменения радиуса ± 2 км для радиальных колебаний). Природа этого колебания неизвестна. Особый интерес представляет тот факт, что период биений P0 и P1, равный 399(4) сут, в пределах ошибки совпадает с синодическим периодом Юпитера PJ = 399 сут:

P0 -1 - P1 -1 = PJ -1.

Обсуждаются возможное гравитационное влияние Юпитера на Солнце и проявление этого влияния в виде расщепления «P0 - P1». Приводятся также другие гипотезы о происхождении P-колебания.

Литература

1. Severny A. B., Kotov V. A., Tsap T. T. // Nature. 1976. V. 259. P. 87.

2. Котов В. А., Лютый В.М. // Изв. КрАО. 2009. Т. 105 (в печати).

 


Принят 26 мая 2009 г.

 

9. М.И. Стодилка, М.М. Ковальчук, М.Б. Гирняк
СТАТИСТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ СВЯЗИ МЕЖДУ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТЬЮ 23-ГО ЦИКЛА И ГЕОМАГНИТННЫМИ ВОЗМУЩЕНИЯМИ.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко,
ул. Кирилла и Мефодия,8, 79005, г. Львов,79005, Россия,
e-mail:hirnyak@astro.franko.lviv.ua

В работе проведен комплексный анализ наблюдательных данных о вариациях составляющих геомагнитного поля Земли и синхронных наблюдений активности Солнца в 23-м цикле. Исследовались временные закономерности вариаций параметров гелиогеопроцессов.

Для обработки был избран материал наблюдений, охватывающий период 23-го цикла солнечной активности (1996-2007 г.г.). Часть материала в оптическом диапазоне наблюдений получена на телескопах Астрономической обсерватории Львовского национального университета имени Ивана Франко, остальные взяты из наблюдательной базы данных в INTERNET’е.

Эффективным методом получения информации о взаимосвязи между параметрами вариаций солнечной активности и геомагнитными индексами есть статистический анализ их временных рядов. Для реализации поставленной задачи мы использовали ежедневные значения количества и площадей солнечных пятен, данные о вспышках в оптическом диапазоне, рентгеновские всплески, среднесуточные потоки рентгеновского и радиоизлучения Солнца на длине волны 10.7 см, и сопоставили их из среднесуточными планетарными геомагнитными индексами. Данные центрированы и нормированы на среднеквадратическое отклонение. Были вычислены коэффициенты корреляции между планетарными геомагнитными А-индексами и количеством пятен, площадями пятен, потоками радио- и рентгеновского излучения. Кроме того, особенное внимание уделялось дням, в которые состоялись оптические вспышки и всплески в радио- и рентгеновском диапазоне.

Результаты получены на основе сравнительно большой статистики (охвачено 12 лет) и могут считаться вполне типичными: 1) безусловно, четко выделяются известные рекуррентные геомагнитные возмущения А-индекса, повторяющиеся через 27 суток; отдельные возмущения сохраняют свою структуру на протяжении нескольких солнечных оборотов; 2) кривая солнечных пятен имеет два максимума в 11-летнем цикле солнечной активности (2000 и 2000 г.г.), кривая геомагнитной активности (А-индекс) тоже характеризуется двумя максимумами, разделенными один от другого на 2-3 года. Приблизительно за год до максимума солнечной активности геомагнитная активность резко падает, хотя потом, в эпоху спада пятнообразовательной деятельности, остается высокой; 3) между солнечными явлениями, что возникли в I-м и II-м максимумах, существуют характерные отличия: высокие числа Вольфа в I-м максимуме связаны с появлением большого числа малых пятен, тогда как во II-м максимуме возрастает процент больших пятен; 4) возмущения А-индекса наступают через 2-3 суток после дня, что соответствует наибольшей площади солнечных пятен ( для сглаженных данных коэффициент корреляции равен 0.78); 5) в годы высокой солнечной активности после прохождения активной области через центральный меридиан через 1-2 суток наступает геомагнитное возмущение (для сглаженных данных коэффициент корреляции 0.88); 6) в годы низкой солнечной активности связь между разными проявлениями активных процессов и геомагнитными возмущениями намного слабее; случается, что магнитные возмущения возникают безо всяких видимых проявлений солнечной активности.

Неуверенность функциональной связи между несглаженными индексами солнечных пятен и геомагнитными возмущениями в годы низкой активности Солнца вынудила нас перейти к изучению связи последних с другими элементами солнечной активности, а именно, со вспышками, всплесками и потоками радио- и рентгеновского излучения; кроме того, мы проследили зависимость рекуррентных геомагнитных возмущений от фазы солнечного цикла: 1) в период максимума солнечного цикла появляются интенсивные геоэффективные вспышки балла 2, сопровождающиеся сильными радио- и рентгеновскими всплесками и магнитными бурями; 2) интенсивные бури, вызванные мощными вспышками, наступают приблизительно через сутки- две после вспышки (коэффициент корреляции 0.75), однако, эти бури не есть рекуррентными ; 3) повышенные потоки радио- и рентгеновского излучения обычно вызывают сильные магнитные бури, которые продолжаются несколько дней (коэффициент корреляции 0.69); 4) вспышки, не сопровождающиеся сильными всплесками, показывают низшую корреляцию с геомагнитными возмущениями (коэффициент корреляции 0.54); связь между вспышками, сопровождаемыми сильными радио- и рентгеновскими всплесками и геомагнитными возмущениями, значительная (коэффициент корреляции 0.82), и слабо зависит от дислокации вспышек.


 

Принят 26 мая 2009 г

 

10. А.Л. Харитонов1, Г.А. Фонарев1, А.Х. Фрунзе1, Г.П. Харитонова1, Vo Тhanh Son 2
МАГНИТНЫЕ ЭКВАТОРИАЛЬНЫЕ РАЗРЕЗЫ НЕОДНОРОДНОСТЕЙ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ПО ДАННЫМ КОСМИЧЕСКОГО АППАРАТА “АСЕ”.
1ИЗМИРАН, г. Троицк, Московская обл., ahariton@izmiran.ru,
2Institute of Geophysics, Hanoi, Vietnam

Анализ решения обратной задачи геопотенциала по данным межпланетного магнитного поля (ММП), измеренного в январе 2007 года на космическом аппарате “АСЕ” показал, что в этот период времени на рассчитанных геомагнитных разрезах наблюдается фрагмент крупномасштабной классической структуры межпланетного магнитного поля Вz - компоненты. На геомагнитных разрезах хорошо просматривается смена знака Вz - компоненты ММП. Это подтверждает правильность проведенных расчетов при решении обратной задачи геопотенциала. Приведена траектория движения орбиты спутника “АСЕ” относительно солнечно-эклиптических координат (gse). Проанализирован фрагмент графика изменений амплитуды Вz - компоненты межпланетного магнитного поля за период 1-11 января 2007 года, измеренного с девятнадцати секундным временным интервалом дискретизации поля. Вид этого стандартного рисунка также характеризует классическую структуру смены знака ММП. Кроме того, на этих детальных геомагнитных разрезах видно, что между орбитой спутника “АСЕ” и Солнцем наблюдаются элипсовидные магнитные неоднородности солнечного ветра, по-видимому, связанные с обтеканием магнитным полем ближайшей к Земле планеты Венера и так называемыми магнитными облаками - неоднородностями солнечного ветра, имеющими знак магнитного поля, противоположный знаку секторной структуры Вz - компоненты ММП, наблюдаемого в данный временной период, в данном секторе космического пространства. Работа выполнена при поддержке РФФИ.


 

Принят 26 мая 2009 г.

 

11. С.А. Самисько, Л.И. Цветков
ЛОКАЛЬНЫЕ РАДИОПОЯРЧАНИЯ В КОРОНАЛЬНОЙ ДЫРЕ, НАБЛЮДАВШЕЙСЯ НА СОЛНЦЕ 1.08.2008 Г.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН», 298409, Россия, Крым, Научный

По наблюдениям затмения Солнца 1 августа 2008 года на волнах 2.0, 2.8 и 3.5 см определены параметры компактных радиоисточников, совпадающих по положению с яркими EUR-структурами по наблюдениям на SOHO / EIT . Их средние размеры оказались равными 7,7”, среднее значение потока радиоизлучения составило 0.34 с.е.п., яркостные температуры растут с длиной волны в пределах от 0.30 до 2.70 МК. Компактные радиоисточники располагались или внутри полярной корональной дыры или на границе с участками спокойного Солнца. Яркостная температура радиоисточника внутри корональной дыры по порядку величины близка к температуре ионизации линии Fe XII 195A.


 

Принят 27 мая 2009 г.

 

12. А.П. Крамынин
КОРОТКОПЕРИОДИЧЕСКИЕ ВАРИАЦИИ СРЕДНЕГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА.
Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН,
e-mail kramynin@utl.ru

Исследован спектр вариаций ряда ежедневных значений общего магнитного поля Солнца как звезды по данным Станфорда 1975-2008 гг.. При расчете спектров использовался метод наложенных эпох в комбинации с методом наименьших квадратов. Для построения двумерных карт время-период использовались спектры, рассчитанные по пятилетним интервалам, скользящим по исходной реализации со сдвигом один год.

Получено, что с ростом солнечной активности значение квадрата амплитуды гармоник также возрастает на всех частотах. Гармоника с наибольшей амплитудой имеет период 26.89 суток. Набор периодичностей в 21-м, 22-м и 23-м циклах солнечной активности несколько различается. В 21-м цикле наблюдаются периодичности 26.89, 28.08, 28.74 суток, 22-м - 27.02, 28.57, 30.21 суток, а 23-м - 26,7 и 28,73 суток.

В низкочастотной части спектра наблюдаются годовая периодичность и соответствующая ей вторая гармоника, а также периодичность 244 суток равная 1/3 двухлетней гармоники.


 

Принят 27 мая 2009 г.

 

13. Б.П. Филиппов
КРИВИЗНА ОСЕЙ КОРОНАЛЬНЫХ СТРИМЕРОВ И ГЛОБАЛЬНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова, Троицк, Россия

Корональные шлемовидные стримеры - наиболее заметные крупномасштабные структурные элементы солнечной короны, видимые в белом свете во время полных солнечных затмений. Внезатменные коронографы, размещенные на космических аппаратах за пределами земной атмосферы, дают возможность наблюдать корону постоянно и на большом протяжении. На удалении в несколько солнечных радиусов стримеры имеют вид достаточно тонких спиц, расходящихся радиально от Солнца. Радиальная направленность, несомненно, отражает факт постоянного расширения короны в окружающее пространство и образования солнечного ветра. Картину, однако, усложняет наличие у Солнца магнитного поля и вращение.

Корональные стримеры часто имеют в меридиональной плоскости кривизну, направление которой зависит от фазы солнечного цикла (Kim Gun-Der et al., 2004). Очевидно, что такая кривизна должна быть связана со структурой глобального магнитного поля Солнца, которая меняется в ходе цикла. Отклонение осей корональных стримеров к экваториальной плоскости в эпоху минимальной активности и к полюсам в эпоху максимума интерпретируется как следствие изменения общей топологии глобального магнитного поля Солнца (Филиппов, 2009). Оси стримеров находятся на нейтральной поверхности магнитного поля Br = 0, которые отклоняются к нулевым точкам (Молоденский и др., 1996; Wang, 1996). В конфигурации, типичной для эпохи минимума активности, нулевая точка (линия) расположена на экваторе и нейтральные линии радиального поля Br = 0 отклоняются по направлению к ней. В эпоху максимума главные нулевые точки располагаются на оси вращения Солнца. Вероятно, в максимуме существуют и другие нулевые точки, так как структура поля очень сложная, но полярные точки отражают наиболее общую топологию, которая сохраняется при усреднении по множеству оборотов Солнца. Именно прохождение нулевых точек через полярную фотосферу знаменует переполюсовку глобального магнитного поля. Отклонение нейтральных поверхностей к этим точкам обуславливает отклонение стримеров в сторону полюсов.

Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (коды проектов 09-02-00080, 09-02-92656).

ЛИТЕРАТУРА

Молоденский М.М., Старкова Л.И., Кучми С., Ершов А.В., Астрон. журн. 73, 934 (1996).

Филиппов Б.П., Астрон. журн. 86, 611 (2009).

Kim Gun-Der, V.I. Makarov, and A.G. Tlatov, International Journal of Geomagnetism and Aeronomy 5, Issue 2, CiteID GI2011 (2004).

Wang Y.-M., Astrophys. J. 456, L119 (1996).


 

Принят 29 мая 2009 г.

 

14. В.М. Григорьев, Л.В. Ермакова, А.И. Хлыстова
ДИНАМИКА ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ В ФОТОСФЕРЕ ПРИ ВОЗНИКНОВЕНИИ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ.
Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН, Иркутск, Россия

Продолжено изучение динамики магнитного поля и вещества в фотосфере при возникновении активных областей по материалам SOHO MDI с высоким временным разрешением. На примере нескольких активных областей получено наличие асимметрии в картине вертикальных движений в ведущем и последующем концах всплывающей трубки магнитного поля: в последующей части происходит опускание вещества, в ведущей - подъём, который сменяется опусканием. Росту напряжённости магнитного поля в период образования поры соответствует рост скорости опускания вещества.

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 “Окружающая среда в условиях изменяющегося климата: экстремальные природные явления и катастрофы” и программы ОФН РАН № 16.


 

Принят 01 июня 2009 г.

 

15. А.К. Свиржевская, Г.А. Базилевская, Н.С. Свиржевский, Ю.И. Стожков
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ, СОЛНЦЕ И ГЕЛИОСФЕРА В ПЕРИОД МИНИМУМА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ 2007-2009 ГГ.
Физический институт им. П. Н. Лебедева РАН, Москва

Минимум солнечной активности 24-го цикла является необычным во многих отношениях. В течение последних двух с половиной лет на Солнце почти полностью отсутствовали солнечные пятна. Межпланетное магнитное поле в течение полутора лет является самым слабым с начала его измерений в 1963 г., причем поле ослабло не только около Земли, но и на орбите КА "Улисс". Более низкой является температура и плотность солнечной плазмы. В конце 2008 - середине 2009 гг. заметно выросли потоки галактических космических лучей с энергией Е >100 МэВ около Земли, так что в настоящее время (май 2009) наблюдается самый высокий уровень потоков частиц за 52 года наблюдений. В работе рассмотрены вариации космических лучей в текущем и предыдущих солнечных минимумах при одинаковом направлении ММП по среднемесячным данным о потоках частиц, полученным в Физическом институте им. П.Н. Лебедева РАН. Регулярные измерения потоков космических лучей в атмосфере проводятся в ФИАН с 1957 г., в настоящее время на 2х станциях в северном полушарии (Апатиты и Москва) и в Антарктиде на станции Мирный.

Вариации космических лучей в текущем минимуме могут послужить хорошим тестом для проверки различных моделей теории модуляции и выбора параметров солнечной плазмы, которые определяют модуляцию космических лучей. Значительный рост потока частиц сравнительно высокой энергии (Е >1.6 ГэВ) может оказать влияние на погоду (через дополнительную ионизацию в тропосфере), что позволит подтвердить предположительную связь между потоком космических лучей и облачностью.


 

Принят 01 июня 2009 г.

 

16. В.С. Филоненко, К.И. Чурюмов
НОВЫЕ ОСОБЕННОСТИ ВЛИЯНИЯ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ НА КОМЕТЫ.

Как известно, кометы являются природными индикаторами физических условий в межпланетном космическом пространстве, позволяющими изучать его в широком диапазоне гелиографических широт и гелиоцентрических расстояний. Первые указания на связь между наблюдающимся блеском комет и числами Вольфа были получены в начале 19-го столетия. Но, несмотря на почти 200-летнию историю исследований, механизм солнечно-кометных связей до сих пор мало изучен.

Авторы обнаружили три новые наблюдательные особенности влияния солнечной активности на фотометрическую эволюцию комет. Оказалось, что кометы можно разделить на две группы: для комет первой группы рост уровня солнечной активности приводит к вспышкам блеска, а у комет второй группы увеличение солнечной активности вызывает глубокие депрессии на кривой блеска.

Кроме того, было обнаружено, что изменения среднего блеска комет с ростом числа Вольфа носят немонотонный характер. Средний блеск комет уменьшается с увеличением чисел Вольфа W от ~ 0 до ~ 40, при дальнейшем увеличении W от ~ 40 до ~ 120 средний блеск комет растет, а при W > ~ 120 блеск комет снова падает.

И, наконец, была обнаружена эмпирическая зависимость вековых вариаций блеска 17 периодических комет от фазы векового 90-летнего цикла солнечной активности, которая, возможно, объясняет известный наблюдательный факт немонотонного векового затухания периодических комет.


 

Принят 02 июня 2009 г.

 

17. Л.А. Плюснина
ДОЛГОЖИВУЩИЕ И ВНУТРИЦИКЛИЧЕСКИЕ АКТИВНЫЕ ДОЛГОТЫ: СТРУКТУРА И ВРАЩЕНИЕ.

Институт солнечно-земной физики СО РАН,
lplus@iszf.irk.ru

Показано, что на протяжении всего периода наблюдений солнечных пятен, пригодного для изучения крупномасштабной структуры активных долгот последние демонстрируют два типа вращения, отличающихся временными масштабами. Первый тип связан с активными долготами, период вращения которых может изменяться как от цикла к циклу, так и на протяжении цикла солнечной активности. Активные долготы этого типа (внутрициклические) формируются последовательностью усилений солнечной активности от оборота к обороту и, вероятнее всего, отражают вращение источников активности. Большинство известных до сих пор исследований посвящены именно этому типу активных долгот.

Второй тип активных долгот представляет собой последовательность от цикла к циклу усилений солнечной активности, возникающих на фоне внутрициклических активных долгот. По существу - это наиболее значимые на протяжении цикла всплески солнечной активности. Замечательным свойством этих всплесков оказалась их способность сохранять долготное положение в своей системе вращения на протяжении нескольких 11-летних циклов солнечной активности. Было показано, что долгоживущие активные долготы в эпохи роста и спада цикла солнечной активности вращаются с разными периодами. Вращение более устойчиво в эпоху роста циклов.

В качестве исходных данных использован гринвичский ряд ежедневных значений суммарной по диску площади солнечных пятен за 1878-2008 годы.


 

Принят 02 июня 2009 г.

 

18. Л.А. Акимов, И.Л. Белкина
О ~ 156 - ДНЕВНОЙ КВАЗИПЕРИОДИЧНОСТИ СОЛНЕЧНЫХ ИНДЕКСОВ.

НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина,
ул. Сумская, 35, г. Харьков, Россия, 61022

Исследованы ряды ежедневных солнечных индексов чисел Вольфа W (c 1900 г.) и потока радиоизлучения Солнца на частоте 2800 МГц F10.7 (с 1947 г.). Для выявления ~156-дневной, так называемой квазипериодичности Ригеровского типа (КРТ), использованы методы Фурье- и вейвлет- анализа. Изучено поведение разностных флуктуаций наблюденных значений индексов и среднегодовых, полученных скользящим методом.

Для индекса W обнаружено, что статистически значимая амплитуда ~156-дневной квазипериодичности существует в фазах максимумов большинства исследованных солнечных циклов, за исключением циклов 15 и 20. Наибольшая мощность пика ~156 дней наблюдалась в максимуме цикла 16, а также в максимумах 19 и 21 циклов.

Статистически значимая амплитуда ~156-дневной квазипериодичности для индекса F10.7 наблюдается в фазах максимумов всех циклов, кроме цикла 20. Максимальная мощность пика ~156 дней наблюдалась в фазе максимума 21 цикла. Для выявления квазипериодичности Ригеровского типа в фазах минимумов циклов использованы нормированные значения разностных флуктуаций индексов W и F10.7. Показано, что для индекса W статистически значимая КРТ наблюдается в минимумах 18, 19 и 21 циклов. Индекс F10.7 показывает некоторое запаздывание по отношению к W, для него максимальная амплитуда ~156-дневной квазипериодичности наблюдается на фазах роста циклов 19 - 23.

Обсуждается возможная природа квазипериодичности Ригеровского типа на Солнце.


 

Принят 02 июня 2009 г.

 

19. Л.А. Акимов, И.Л. Белкина
ВЛИЯЮТ ЛИ ПЛАНЕТЫ НА СОЛНЕЧНУЮ АКТИВНОСТЬ?

НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина,
ул. Сумская, 35, г. Харьков, Россия, 61022

Проведен анализ суточных значений временных рядов чисел Вольфа и числа вспышек в диапазоне мягкого рентгена в 21 - 23 циклах солнечной активности. В спектре мощности изученных циклов обнаружены периоды, соответствующие периодам обращения внутренних планет вокруг Солнца и вращения поверхности Солнца относительно планет. Амплитуда этих периодов наиболее высока в спектре числа рентгеновских вспышек. С применением вейвлет - анализа получено, что наибольшую амплитуду периоды солнечной системы имеют в фазах минимумов циклов.

Исследована зависимость значения индексов от положения Меркурия, Венеры и Земли на орбитах. Выявлена статистически значимая асимметрия в распределении числа рентгеновских вспышек от гелиографической долготы планеты. Методом наложенных эпох изучено также совместное воздействие Земли и Меркурия на число рентгеновских вспышек. Показано, что наименьшее число вспышек наблюдается, когда планеты находятся вблизи нижнего и верхнего соединений. Обсуждается предложенная ранее гипотеза об электромагнитном механизме взаимодействия планеты с активной областью на Солнце.


 

Принят 02 июня 2009 г.

 

20. И.С. Лаба1, П.Г. Лисняк 2, И.Я. Пидстрыгач1
ЭВОЛЮЦИЯ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ 10069 В АВГУСТЕ 2002 г. И ЕЕ ВСПЫШЕЧНОЕ ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЕ.
1Львовский национальный университет имени Ивана Франко, Астрономическая обсерватория,
ул. Кирилла и Мефодия, 8, Львов, 79005, Россия,
2Тернопольский национальный педагогический университет им. В. Гнатюка,
ул. Кривоноса,2, Тернополь, 46027, Россия.

По данным наблюдений Солнца в Астрономической обсерватории Львовского национального университета имени Ивана Франко, а также по данным INTERNET (http://sxi.ngdc.noaa.gov/) о солнечной активности изучается эволюция АО10069 и ее вспышечное энерговыделение.

С 11 по 24 августа 2002 г. на видимом диске Солнца проходила большая активная область NOAA AR10069 (S07L298). В ней находилось р-пятно с сильным преобладанием S- полярности, сложной bgd магнитной конфигурации. На магнитограмме MDI/SOHO AO10069 была компактной с перемешанными небольшими магнитными элементами противоположной полярности. В процессе эволюции наблюдались: возникновение области-сателлита АО 10077 (13.08), объединение р- и f-частей группы пятен (14.08), всплытие нового вихревого магнитного потока N-полярности (16.08), возрастание площади группы пятен до максимальных значений (20.08), перестановка магнитных полярностей (20-21.08). Медленными были изменения магнитного потока и собственные перемещения отдельных ядер.

Высокий уровень активности Солнца 16-24.08. определялся большим вкладом АО10069 вспышечного рентгеновского излучения М-класса, а также двумя вспышками Х- класса.

Для изучаемой АО определен вспышечный потенциал (X23.1 + M17 + C57) и вспышечный индекс (8.5·10-4 Вт/м2), а также проведено сопоставление с аналогичными характеристиками АО10486 (самой большой в цикле №23;   X728 + M20 + C17;    77.9·10-4 Вт/м2). Выявлена разность как в количестве рентгеновских и оптических вспышек (их больше в АО10069 в 1.7 раза), так и в общей энергетике вспышечных процессов (она больше в АО10486 в 9.2 раза). Если в АО10486 преобладают мощные вспышки, то в АО10069, наоборот, заметно преобладание слабых вспышек. Кинетическая энергия эжекции корональной массы от вспышки 4В/Х17.2 28.Х.03 в АО10486 больше общей кинетической энергии эрупций АО10069 в 26 раза!

Таким образом, большая АО со сложной bgd магнитной конфигурацией и достаточно разбалансированным магнитным потоком N-, S-полярности (наличие больших, средних, малых ядер одной полярности и небольших, периферийных ядер противоположной полярности с медленным изменением магнитного потока и собственных движений) может генерировать наибольшее количество слабых вспышек С - класса, приблизительно в три раза меньше вспышек М - класса и в редких случаях - Х - класса.

Ключевые слова: активная область, солнечные вспышки.


 

Принят 04 июня  2009 г

 

21. А.А. Баран, М.И. Стодилка
ФОТОСФЕРНАЯ КОНВЕКЦИЯ СОЛНЦА В ПОЛЕ ГОРИЗОНТАЛЬНЫХ СКОРОСТЕЙ .

Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко, г. Львов

За данными наблюдений в линии нейтрального железа l=532.42 нм на краю диска Солнца с высоким пространственным разрешением изучена структура горизонтальных конвективных потоков в солнечной атмосфере. Методом l-метра воспроизведены пространственно-временные вариации горизонтальных скоростей движения вещества в области температурного минимума и начала нижней хромосферы. Влияние акустических колебаний устранено с помощью k-w фильтрации. По всей наблюдаемой области проявляются значительные вариации конвективной компоненты горизонтальной скорости.

В работе выделены пространственные распределения горизонтальной скорости конвективных потоков трех разных масштабов: грануляции, мезо- и супергрануляции. Проанализированы высоты их проникновения: горизонтальные потоки грануляции растворяются в области температурного минимума; горизонтальная скорость в мезогранулах резко уменьшается на h>560 км; супергранулы четко проявляются на высотах 520-600 км. Исследована структура конвективных потоков: для больших образований скорость распределена асимметрично относительно их центра.


 

Принят 04 июня  2009 г

 

22. М.И. Стодилка
ГЛОБАЛЬНЫЕ ИЗОТЕРМИЧЕСКИЕ КОЛЕБАНИЯ В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА.

Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко, г. Львов

На больших высотах в солнечной атмосфере (h > 250 км) характерное время релаксации температурных возмущений больше времени изменения свойств вещества - здесь имеет место адиабатический режим колебаний. Однако, в условиях нижней фотосферы, флуктуации температуры, вызванные прохождением волн, сглаживаются переносом излучения между более горячими и холодными областями - осуществляется радиационная релаксация. Последнее ведет к изотермическому режиму колебаний, причем влияние радиационного затухания на распространение волн резко уменьшается с высотой. Мы провели исследование глобальных долгопериодических (T > 10 мин) колебаний яркости Солнца по наблюдениям VIRGO/SPM на SOHO и ДИФОС на КОРОНАСе-Ф в изотермическом приближении: dr/r = dp/p. Задача cводится к нахождению таких стратификаций вариаций концентрации атомов водорода, которые удовлетворяют данным наблюдений, т.е. к минимизации выражения: c2reg= c2 +a*S, где c2 - целевая функция, S - стабилизатор, a - параметр регуляризации. Спектры мощности вариаций яркости Солнца указывают на наличие долгопериодической компоненты глобальных колебаний Солнца. Воспроизведенные стратификации относительного изменения концентрации атомов водорода выявляют соответствующие узлы и пучности в слоях нижней фотосферы, причем эти узлы и пучности залегают в более низких слоях по сравнению с узлами и пучностями адиабатических колебаний температуры. Воспроизведение изотермических колебаний по данным прибора ДИФОС выявляет сдвиг узлов и пучностей в сторону нижних слоев при уменьшении частоты колебаний.


 

Принят 22 июня  2009 г

 

23. А.В.Баранов, С.Г.Можаровский
ПРОЯВЛЕНИЯ АНОМАЛЬНОЙ ДИСПЕРСИИ В СОЛНЕЧНЫХ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЯХ СО СЛОЖНОЙ СТРУКТУРОЙ РАСЩЕПЛЕНИЯ.

УАФО ДВО РАН, Россия, Уссурийск, 692533, baranov@utl.ru

Для 13 спектральных линий железа и одной линии хрома в диапазоне длин волн ll 621,3 -633.7 нм выполнены решения уравнений переноса излучения с учетом аномальной дисперсии. Использована модель солнечного пятна Книра. Расчет велся для значения напряженности магнитного поля 2400 и 2800 Э, углы наклона силовых линий полагались равными 60° и 75°.

Проведенные расчеты показали, что профили круговой поляризации имеют инверсию вблизи центра линии FeI l 630.2. нм. Из остальных линий наиболее заметную инверсию V- профиля имеют линии FeI l 623.2. нм и CrI l 633.0 нм. Обе они имеют значительные факторы Ланде (2 и 11/6 соответственно) и компактные группы p- и s-компонентов. Кроме этих линий еще пять имеют указания на инверсии V- профиля. Сколько-нибудь заметных особенностей в центре не имеет линия с триплетным расщеплением и малым фактором Ланде g=0.5 ( FeI l 627.0. нм). Нет явных признаков инверсий V- профиля у линий FeI ll 621.3 и 633.7 нм. Они имеют большой эффективный фактор Ланде (g=2) но их структура расщепления - ((2), 3,5))/2 - такова, что их p -компоненты находятся далеко от центра линий и сколько-либо заметный эффект показывать не могут. Из остальных линий наиболее заметный, но, в общем небольшой эффект (<1%) имеют линии  FeI ll 628.0,  632.3 и 626.5 нм.

Таким образом, инверсии профилей Стокса круговой поляризации могут наблюдаться во многих спектральных линиях.

Экспериментальный материал, изложенный в работе [1] в основном подтверждает приведенные выше расчеты, однако следует отметить, что указания на инверсию профилей Стокса круговой поляризации показывают наблюдения в линии FeI l 633.7 нм. Природа этого не совсем понятна, но, возможно связана с наличием в пятне элементов тонкой структуры.

[1] А.В.Баранов, Л.Ф.Лазарева. Анализ профилей Стокса спектральных линий со сложной структурой расщепления и проблема измерения магнитного поля в солнечном пятне// Солнечная активность и ее влияние на Землю. Владивосток: Дальнаука, 2006. С. 20-33 (Тр. УАФО; т. 9, вып. 9 ).


 

Принят 22 июня 2009 г.

 

24. М.А. Лившиц, А.В. Белов, А.Р. Осокин, А.Н. Шаховская, Ерошенко, Е.А. Кашапова Л.К.
КОРОНАЛЬНЫЕ ВЫБРОСЫ МАССЫ В ИЮЛЕ 2005 ГОДА И НЕОБЫЧНОЕ ГЕЛИОСФЕРНОЕ ЯВЛЕНИЕ.
ИЗМИРАН _ ГАИШ _ КрАО _ ИСЗФ СО РАН.

17-18 июля 2005 года на земле наблюдалось уменьшение интенсивности галактических лучей - большой Форбуш -эффект. Обычно такие явления наблюдаются при очень высокой геомагнитной возмущенности. В данном случае иозмущение в околоземном пространстве было сравнительно небольшим (скорость ветра V=500 км/с, модуль магнитного поля B ~ 10 нTл, с Bz компонентой также близкой к 10 нTл) и оно не могло обеспечить такую величину Форбуш эффекта. В этом событии наблюдалась также сильная анизотропия космических лучей - необычайно большая компонента в экваториальной плоскости, направленная к Солнцу вдоль силовых линий ММП. Обсуждаются наблюдения двух вспышек M9.1 и X1.2, произошедших 14 июля 2005 года в группе 10786 близ западного лимба. Основная длительная вспышка, начавшаяся около 6 UT, была слабее, однако на ее фоне в 7:22 - 7:24 UT произошло достаточно мощное импульсное выделение энергии не в ведущей, а в хвостовой части группы. Рентгеновское излучение второй из этих вспышек было достаточно большим даже в диапазоне 100 КэВ. Обращается внимание на то, что СМИ, ассоциированный со второй вспышкой, характеризовался скоростью около 2300 км/с в начале выброса и, сгребая остатки предыдущих выбросов, сформировал резкий западный фронт соответствующего межпланетного возмущения Таким образом, в данном случае в эффектах космических лучей проявилось влияние большого облака замагниченной плазмы, которое сформировалось в межпланетном пространстве вне пределов земной магнитосферы.


 

Принят 22 июня 2009 г.

 

25. М.И. Рябов1, С. Лукашук2
ОСНОВНЫЕ СВОЙСТВА 23-ОГО ЦИКЛА И РОЛЬ КОМПЛЕКСОВ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ И КОМПЛЕКСОВ АКТИВНОСТИ В ПРОГНОЗИРОВАНИИ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ НА СОЛНЦЕ.
1Одесская обсерватория Радиоастрономического института НАНУ, ryabov-uran@ukr.net,
2кафедра астрономии физического факультета ОНУ им. И.И. Мечникова.

В работе представлены результаты исследований временных вариаций основных индексов солнечной активности таких как числа Вольфа (W), площадь групп пятен (S) и вспышечного индекса в 23-м цикле активности. При этом методом Фурье анализа определялись основные периоды их изменений на фазе роста, максимума и спада цикла активности по данным ежедневных и среднемесячных величин индексов. По данным величин индексов для северного и южного полушария Солнца определены периоды прохождения наиболее мощных центров активности и определялось наличие «широтных» и «долготных» комплексов активных областей (КАО) и комплексов активности (КА). Для определения реальных связей групп солнечных пятен, объединяющих их в КА и КАО использовались данные наблюдений космической обсерватории «SOHO» и результаты картографирования Солнца в радиодиапазоне на миллиметровых волнах. Источники радиоизлучения в миллиметровом диапазоне, наблюдаются на фоне протяженных структур охватывающих несколько групп пятен (КАО) или более масштабных образований с общим магнитным полем. Наиболее мощные солнечные вспышки и так называемые «симпатические» вспышки наиболее часто происходят в комплексах активности и комплексах активных областей. Рассмотрены основные закономерности проявлений вспышечной активности в комплексах активных областей и комплексах активности на различных фазах солнечного цикла


 

 

Принят 22 июня 2009 г.

 

26. И.А.Еганова1, В.Н.Самойлов2, В.Каллис2, В.И.Струминский1, В.И.Ханейчук3, А.Н.Бабин3
ГЕОФИЗИЧЕСКИЙ МОНИТОРИНГ "ДУБНА-НАУЧНЫЙ-НОВОСИБИРСК": ПОЛНОЕ ЗАТМЕНИЕ СОЛНЦА 1.08.2008.
1ИМ им. С.Л.Соболева СО РАН (Новосибирск,
2НЦеПИ ОИЯИ (Дубна),
3НИИ "КрАО" (Научный, Крым).

Основополагающая идея геофизического мониторинга "Дубна-Научный-Новосибирск" состоит в том, что в естественной динамике состояния сложных (организованных) систем содержится информация о временной структуре мира событий (пространства-времени), о закономерностях его развития и эволюции. Мониторинг осуществляет специально созданная комплексная информационно-измерительная система (КИИС), синхронно измеряющая и записывающая каждые 10 с в трех географических пунктах, фигурирующих в названии мониторинга, восемь физических параметров: массу (вес) контролируемых минералов, напряженность квазистатического электрического поля атмосферы в двух диапазонах, температуру и относительную влажность в помещении мониторинга, температуру и относительную влажность в атмосфере, атмосферное давление и освещенность земной поверхности. Записанная КИИС информация представляет собой совокупность синхронных (по Гринвичу) суточных временных рядов перечисленных характеристик (8640 точек измерения). Выявление особенностей математической структуры временных рядов мониторинга идет параллельно с выяснением факторов, обусловливающих наблюдающуюся динамику массы (веса) контролирующихся минералов. Прежде всего суточная динамика анализируется как реакция наземного вещества на гео- и космофизические процессы.

В данном докладе представлена одна из реальных возможностей прямого выявления физических причин регистрируемой динамики массы (веса) - результаты наблюдения явления полного солнечного затмения в Новосибирске 1 августа 2008 г. при частных затмениях в Дубне и Крыму. Они свидетельствуют о центральной роли Солнца в наблюдающейся динамике состояния контролирующихся минералов. Представлены соответствующие данные КИИС, которые зафиксировали, что полное экранирование Луной процессов на Солнце временно "выключило" их воздействие на состояние контролирующегося минерала в Новосибирске, а в Дубне (фаза 0,58) наблюдалось заметное ослабление их влияния. Это наблюдение подчеркнуто обсуждением неординарной реакции на полное затмение другой сложной системы - водно-спиртового раствора камфары, нитрата калия и хлористого аммония в запаянной ампуле. Реакция состояния наблюдавшихся сложных систем на затмение Солнца интерпретируется в свете явления дистанционного (не силового) воздействия внешних необратимых процессов на состояние сложных систем, вплоть до изменения хода протекающих в них процессов (свойства этого физического явления систематически представлены в гл. 4 монографии: Еганова И.А. Природа пространства-времени. Новосибирск: Изд-во СО РАН, филиал "Гео", 2005).

Наблюдения во время полного затмения с помощью мониторинга "Дубна-Научный-Новосибирск" подтвердили наблюдавшееся в 1981 и 1987 гг. явление резкого падения величины напряженности квазистатического электрического поля атмосферы перед полным затмением (продолжительность падения соответствует продолжительности затмения). Соответствующими данными КИИС демонстрируется, что напряженность квазистатического электрического поля атмосферы также резко восстанавливается, когда затмение приближается к максимальной фазе. Эти данные КИИС подтверждены подробной (ежесекундной) записью дополнительной, совершенно автономной (контрольной) информационно-измерительной системы, с помощью которой также было выявлено соответствующее изменение ритма колебаний атмосферного электрического поля.

Геофизический мониторинг показывает необходимость проведения подобных экспериментов, а также проведение тщательного анализа полученных данных с целью выявления закономерностей поведения регистрируемых физических величин и поиска возможных причин воздействия на них.


 

Принят 22 июня 2009 г.

 

27. В.Е. Абрамов-Максимов1, Г.Б. Гельфрейх1, Н.И. Кобанов2, К. Шибасаки3
КВАЗИПЕРИОДИЧЕСКИЕ КОЛЕБАНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН ПО НАБЛЮДЕНИЯМ В МИКРОВОЛНОВОМ ДИАПАЗОНЕ.
1ГАО РАН,
2ИСЗФ СО РАН ,
3НСРО (Япония).

Солнечные пятна проявляются в микроволновом диапазоне как яркие источники соизмеримых с пятном размеров. Они генерируются преимущественно гирорезонансным тепловым излучением из области переходного слоя и нижней короны. В представляемой работе приведены результаты исследований квазипериодических колебаний таких источников, полученных из анализа радио карт Солнца по данным радиогелиографа Нобеяма (Япония) на волне 1.76 см. Для выделения колебаний в широком диапазоне периодов была разработана методика построения карт с временным усреднением в 10 секунд и десятисекундным интервалом между последовательными радио изображениями Солнца. Для анализа коротких периодов также проведены исследования КПК с секундным разрешением (впервые в мире). Пространственное разрешение радио карт составляло около10-15 угловых секунд по обеим координатам. Для исследования изменения периодов и амплитуд колебаний использовался вейвлет анализ. В радио источниках над солнечными пятнами были обнаружены серии нестабильных во времени колебаний с периодами от долей минуты до десятков минут. На основе одновременных наблюдений было проведено сравнение колебаний источника в радио и оптическом диапазонах (в линии водорода Ha). Показано, что 3-минутные колебания пятен являются проявлением МГД волны, распространяющейся из хромосферы в корону. Проведен анализ влияния вспышечной активности на спектр КПК и найдены существенные изменения в спектрах колебаний во время вспышечных процессов, отражающее перестройку структур плазменной атмосферы Солнца в процессе вспышечной активности. В большинстве пятен также проявлялись и более длинные периоды, также низкой стабильности. Известные из ряда работ как в оптическом, так и в более коротковолновых диапазонах (космические наблюдения) 5-минутные колебания проявляются слабее, но также являются типичной особенностью спектра КПК пятен. Колебания с периодами в десятки минут, вероятно, отражают связь магнитных полей пятен с корональными петельными структурами, для которых эти периоды типичны. Из-за технических проблем до настоящего времени было мало проведено исследований колебаний пятен с короткими периодами (секунды, десятки секунд). Мы приводим новые оригинальные исследования этого процесса по радио данными. В частности, было обнаружено проявление нестабильных КПК с 30-секундным периодам на протяжении нескольких часов.

Исследование КПК пятен в широком диапазоне периодов с анализом их нестабильности открывает новое широкое направление в исследованиях структуры атмосферы пятен (локальная гелиосейсмология) и энергетических процессов (нагрев короны, природа солнечных вспышек), но все эти направления еще нуждаются в дальнейшем серьезных теоретических исследованиях.


 

 

Принят 22 июня 2009 г.

 

28. Г.С. Минасянц, Т.М. Минасянц
СВЯЗЬ Dst - ИНДЕКСА МОЩНЫХ ГЕОМАГНИТНЫХ БУРЬ С ПАРАМЕТРАМИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА .

Рассмотрено поведение различных параметров солнечного ветра и напряженности межпланетного магнитного поля в связи с развитием очень сильных и экстремальных геомагнитных бурь (17 ГМБ c Dstmin <-200 nT) за период 23-го цикла солнечной активности (1996-2008г.г.)

Воздействие солнечного ветра на магнитосферу Земли является определяющим для возникновения и развития самых мощных геомагнитных бурь. Наиболее эффективно оно проявляется через резкое увеличение значений плотности плазмы и южной компоненты межпланетного магнитного поля, с обязательным учетом их характерного времени действия. Предложена эмпирически определяемая величина S, которая учитывает совместный вклад плотности солнечного ветра и параметра южной компоненты межпланетного магнитного поля. Вклад каждого из параметров определяется эквивалентной площадью профиля его изменений со временем: для Np в период прохождения фронта ударной волны в начальный этап развития магнитной бури, для Bzs в период развития ее главной фазы. Получена хорошая корреляция между значениями S и индексом Dstmin мощных геомагнитных бурь (коэффициент корреляции R=0.9501).


 

Принят 22 июня 2009 г.

 

29. И.Ю. Григорьева1, В.Н. Боровик1, М.А. Лившиц2, Л.К. Кашапова3
ФОРМИРОВАНИЕ ПОСТ-ЭРУПТИВНОЙ АРКАДЫ В НЕСТАЦИОНАРНОМ СОБЫТИИ 31 ИЮЛЯ 2004Г ПО МИКРОВОЛНОВЫМ НАБЛЮДЕНИЯМ НА РАТАН-600.
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, mail:irina19752004@mail.ru,
2Институт Земного Магнетизма, Ионосферы и Распространения Радиоволн им. Пушкова, Троицк, Московская обл., mail:maliv@mail.ru ,
3Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск, mail:lkk@iszf.irk.ru .

Приводятся результаты микроволновых наблюдений эруптивного события на западном лимбе Солнца 31 июля 2004г., включающего в себя корональный выброс массы (СМЕ), две вспышки класса С8.4 и С5.3 (GOES) на фоне длительной рентгеновской вспышки (LDE), формирование системы послевспышечных петель. Многоволновые наблюдения Солнца в диапазоне 1.8 см - 8.0 см с регистрацией интенсивности и круговой поляризации были выполнены на радиотелескопе РАТАН-600 на разных стадиях развития нестационарного процесса - первое наблюдение через 30 мин после пика первой вспышки С8.4 и последующие четыре наблюдения с интервалом в 1 час. На основе наблюдений в микроволновом и рентгеновском диапазонах оценены параметры плазмы в пост-эруптивной аркаде. Анализируются спектральные микроволновые характеристики надлимбового источника радиоизлучения, отождествленного с формирующейся аркадой, и данные рентгеновских наблюдений (RHESSI).


 

Принят 29 июня 2009 г.

 

30. Е.В. Иванов
КОРОНАЛЬНЫЕ ВЫБРОСЫ МАСС И КРУПНОМАСШТАБНАЯ СТРУКТУРА МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА.

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, Московская обл., г. Троицк,
E-mail: eivanov@izmiran.ru

Исследована связь основных параметров эруптивных и вспышечных КВМ (скорости, ширины, массы, кинетической энергии, ускорения или замедления, а также отклонения траектории их распространения от радиального направления на участке траектории от 2.5 до 20 радиусов Солнца) с элементами крупномасштабной структуры магнитного поля Солнца (поясом и цепочками корональных стримеров на поверхности источника, открытыми конфигурациями магнитного поля - на поверхности Солнца). Использованы каталоги эруптивных КВМ, связанных с наблюдавшимися на лимбе эруптивными протуберанцами (каталог Е.В. Иванова, В.Г. Файнштейна), и вспышечных КВМ (КВМ типа гало из каталога Гопалсвами) с источниками на диске Солнца. Изучена зависимость скорости КВМ от положения их источников на диске Солнца и характера источника КВМ. Обнаружено систематическое различие средних значений исследуемых параметров КВМ для КВМ, концентрирующихся к поясу и цепочкам корональных стримеров, открытым конфигурациям магнитного поля (корональным дырам). Обнаружено, что значительная часть КВМ на начальном участке своей траектории отклоняется от радиального направления при своем распространении от Солнца. Исследован характер этих отклонений в зависимости от локализации КВМ на диске, фазы 11-летнего цикла и участка траектории (от места возникновения CME (места эрупции протуберанца) до расстояния ~2.5Ro (Ro- радиус Солнца), и далее на участке от ~2.5 до 20Ro). Рассмотрены циклические изменения исследуемых параметров КВМ в течение 1997-2006гг. Сделан вывод о преимущественной связи эруптивных КВМ с волокнами и цепочками корональных стримеров и вспышечных КВМ - с активными областями и поясом корональных стримеров.


 

Принят 30 июня 2009 г.

 

31. Э.В. Хусаенова, Ю.А. Нефедьев
РАЗРАБОТКА НОВЫХ МЕТОДОВ АНАЛИЗА СТОХАСТИЧЕСКОЙ ДИНАМИКИ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

Реальные процессы, протекающие в сложных объектах живой и неживой природы, носят случайный и противоречивый характер. Основная задача при описании подобных систем состоит в нахождении количественной меры неупорядоченности и регулярности различных динамических состояний. В данной работе мы представляем новый метод исследования динамики солнечной активности, основанный на теории дискретных немарковых случайных процессов.

Теория дискретных немарковских случайных процессов построена на дискретном конечно-разностном представлении кинетических уравнений Цванцига-Мори хорошо известных в неравновесной статистической физике конденсированных сред. Получаемые на основе этой теории динамические, кинетические и релаксационные величины и характеристики дают подробную информацию об отдельных свойствах, качествах, закономерностях и позволяют отразить многие важные аспекты динамики исследуемой сложной системы. Предлагаемый метод исследования солнечной активности основан на анализе ортогональных динамических переменных, их фазовых траекторий, частотных спектров функций памяти, параметра немарковости и локальных кинетических и релаксационных параметров.

Параметр немарковости позволяет количественно классифицировать свойства статистической памяти в системе. Полный набор функций памяти описывает все своеобразие и специфические особенности эффектов памяти в дискретной стохастической эволюции реальных сложных систем. Изучение эффектов памяти осуществляется посредством анализа поведения набора безразмерных статистических характеристик и показателей, которые позволяют оценить степень проявления эффектов памяти.

Теория дискретных немарковских случайных процессов получила широкое применение при анализе реальных сложных систем живой и неживой природы, в таких областях как: нейрофизиология, сейсмология, кардиология, исследование сенсомоторной и локомоторной деятельности, эпидемиология. В настоящей работе проведена апробация данного метода для определения хаотичности и регулярности случайных процессов, протекающих на Солнце. Это позволило выявить и рассмотреть ряд закономерностей, возникающих вследствие периодичности и цикличности солнечной активности.


 

Принят 30 июня 2009 г.

 

32. А.В. Степанов1, Ю.Т. Цап2
ВЫБРОСЫ ХРОМОСФЕРНОЙ ПЛАЗМЫ И МАГНИТНОЕ ПЕРЕСОЕДИНЕНИЕ.

1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, Санкт-Петербург ,
2 НИИ « ФГБУН КРАО РАН», 298409, Россия, Крым, Научный

На основе трехжидкостного приближения рассматривается влияние нейтральной компоненты плазмы на диссипацию магнитного поля в токовых слоях. Показано, что в случае амбиполярной диффузии магнитный поток из--за джоулевой диссипации не сохраняется. В рамках модели Паркера проводится детальный анализ особенностей пересоединения магнитных силовых линий в частично ионизованной плазме. Особое внимание уделяется структуре области диффузии, а также тепловому балансу плазмы. Установлено, что в верхней атмосфере Солнца толщины токовых слоев могут достигать сотни километров. Обсуждаются механизмы происхождения солнечных хромосферных выбросов


 

Принят 09 июля 2009 г.

 

33. Ю.Т. Цап, Б.E. Жиляев, А.В. Степанов, Р.Е. Гершберг, Ю.Г. Копылова, М. B.Андреев, А.В. Сергеев,
М.Н. Ловкая, И.А. Верлюк, К.О. Стеценко
CОЛНЕЧНО-ЗВЕЗДНАЯ АНАЛОГИЯ И ДИАГНОСТИКА ВСПЫШЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ ПО ПУЛЬСАЦИЯМ ОПТИЧЕСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ YZ CMI.

Проведен анализ тонкой временной структуры излучения самой мощной вспышки на активном красном карлике YZ CM, которая наблюдалось 9 февраля 2008 г. на пике Терскол в полосе U и длилась около 1 часа. В течение 30 с светимость звезды увеличилась в 180 раз. С помощью вейвлет-анализа обнаружены квазипериодические пульсации излучения с периодом 11 с и характерным временем затухания около 30 с. Колебания возникли в момент максимума излучения, и их начальная глубина модуляции составила 5.5%. В рамках солнечно-звездной аналогии показано, что осцилляции могли быть вызваны возбуждением магнитогидродинамических колебаний во вспышечной арке. На основе методов корональной сейсмологии определены параметры плазмы в области энерговыделения.


 

Принят 09 июля 2009 г.

34. Ю.Т. Цап, С.А. Самисько, Л.И. Цветков
КОМПАКТНЫЕ РАДИОИСТОЧНИКИ В ОБЛАСТИ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР ПО МИКРОВОЛНОВЫМ НАБЛЮДЕНИЯМ СОЛНЕЧНЫХ ЗАТМЕНИЙ.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН», 298409, Россия, Крым, Научный

Проведен анализ наблюдений солнечных затмений 3 октября 2005 г., 29 марта 2006 г. и 1 августа 2008 г., полученных с помощью радиотелескопа РТ-22 НИИ КрАО на волнах 2.0, 2.3, 2.8 и 3.5 см. Рассмотрены особенности излучения и тонкой пространственной структуры компактных радиоисточников в области корональных дыр. Установлено, что на диске Солнца им соответствуют яркие рентгеновские точки. Это свидетельствует о связи микроволновых источников с мелкомасштабными корональными петлями. Получены указания в пользу нетепловой природы излучения. Энерговыделение и ускорение электронов в мелкомасштабных петлях связывается с развитием в них баллонной неустойчивости.


 

Принят 09 июля 2009 г.

35. Н.Р. Минькова
АНАЛИЗ ПАРКЕРОВСКОГО ПРИБЛИЖЕНИЯ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА.

В настоящем докладе представлены результаты, полученные в ходе дайльнейшего анализа паркеровского приближения магнитного поля Солнца, опубликованного ранее (например, [1,2]).

Рассматривается подход к построению самосоласованного магнитного поля в солнечном ветре на основе приближения поля Паркера, а также влияние магнитного поля на структуру поля скоростей солнечной плазмы и ее температуру.

Полученные теоретические результаты в основном согласуются с данными измерений по солнечному ветру. Обсуждается причины расхождения теории и наблюдений.

[1] Минькова Н.Р. Известия Крымской Астрофизической Обсерватории, 2008, 104, №2, с.40-41.

[2] Минькова Н.Р. Вестник Томского государственного университета. Математика и механика., 2007, №1, с.72-78.


 

Принят 11 июля 2009 г.

36. Л.Л. Кичатинов, С.В. Олемской
ГИСТЕРЕЗИС В ДИНАМО И ГЛОБАЛЬНЫЕ МИНИМУМЫ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, osv@iszf.irk.ru

Нелинейная модель динамо, в которой учитывается зависимость турбулентной диффузии от магнитного поля, показывает явление гистерезиса. В определенном интервале значений динамо-числа возможны два решения - затухающие колебания слабых полей и магнитные циклы с постоянной и большой амплитудой, устанавливающиеся в зависимости от начальных условий. Флуктуации параметра «альфа» приводят к переходам между этими режимами, и расчеты показывают перемежаемость магнитных циклов относительно большой амплитуды с эпохами слабых магнитных полей. Такое поведение может служить моделью глобальных минимумов солнечной активности, подобных известному минимуму Маундера.


 

Принят 27 июля 2009 г.

37. Т.Е. Вальчук
СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ И СЕКТОРНАЯ СТРУКТУРА В МИНИМУМЕ 23 ЦИКЛА.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, г.Троицк Московской обл.,
valchuk@izmiran.ru

Исследования пятнообразовательной активности Солнца (СА), проведенные на материале 19-20 веков [1], суммированы в рамках правила Гневышева-Оля, которое служило основанием прогноза СА. Авторы постулировали парность четного и нечетного циклов - естественное следствие 22-летней вариации общего магнитного поля (ОМП) Солнца. Изучались амплитудные и временные характеристики и особенности ветвей роста, максимума, спада и минимума циклов. Отмечены в наблюдениях: 1) наличие векового хода СА и 2) недостаточность временного ряда параметров для определения векового периода. Проявления СА в параметрах геомагнитной активности (ГА) были тщательно исследованы - например, рекуррентные высокоскоростные потоки по данным МГГ до эпохи открытия корональных дыр (КД). Правило Гневышева-Оля для 23 цикла не выполняется - возможно, это проявление минимума векового цикла [2], наступление которого предполагалось в конце 20-го - начале 21-го века. В текущем минимуме уже видны проявления нового 24 цикла СА: в высоких гелиоширотах появляются активные области (АО) с полярностью, обратной АО 23 цикла: очень слабые и преимущественно беспятенные - свидетельство того, что фаза роста 24 цикла пока не развивается. Усиления ГА в минимуме 23 цикла связаны с прохождениями в солнечном ветре (СВ) коротирующих регионов - лидирующих границ высокоскоростных потоков из КД в приэкваториальном регионе Солнца [3]. В минимуме 23 цикла в соответствии с квазидипольной структурой ОМП Солнца гелиосферный плазменный слой, разделяющий в гелиосфере гигантские потоки СВ из северной и южной полусфер Солнца, становится наиболее плоским и приближенным к плоскости эклиптики. Секторная структура межпланетного магнитного поля (ММП) на орбите Земли преобразуется от 4-секторной в 2007 году к 2-секторной в 2008 г. [4]. С помощью фрактального анализа по методу Хигучи [5] исследована структурность импульсов активности, крупномасштабных плазменных истечений высокоскоростного СВ. Последовательное рассмотрение параметров СВ и ММП, поля на поверхности источника (WSO), данных MDI и EIT SOHO позволяет интерпретировать взаимное соответствие ситуаций на Солнце и в СВ вблизи Земли, объяснить псевдоаномальный характер секторной структуры в минимуме. Незавершенность глубокого минимума, т.е. отсутствие явных признаков ветви роста, пока продолжается. Трансформация фоновых магнитных полей Солнца и искажение 2-х секторной структуры ММП 2008 года говорит о развитии 24 цикла.

БИБЛИОГРАФИЯ

1. Витинский Ю.И., Оль А.И., Сазонов Б.И. Солнце и атмосфера Земли. Под редакцией Э.Р.Мустеля. Гидрометеоиздат, Ленинград. 1976. 251 с.

2. Вальчук Т.Е. Особенности рекуррентных прохождений гелиосферного плазменного слоя в минимуме 23 цикла в 2007-2008гг. Тезисы Крымской конференции «Солнце от цикла 23 к циклу 24». 8 - 14 июня 2008 г., Научный, Изв. КрАО.

3. Val’chuk T.E. Solar and geomagnetic activity as main external factors of exposure on biosphere in minimum phase of 23-th solar cycle. V International Congress “Low and super-low fields and radiations in biology and medicine”, Saint-Petersburg, 9 June - 3 July, 2009, p.164.

4. Val’chuk T.E. The beginning of new 24-th cycle in solar and geomagnetic activity generation. Proceedings of the 31th Annual Seminar Physics of Auroral Phenomena, 3-6 March, 2009, Apatity, Print. Kola Science Centre RAS, 2009, p. 141-145.

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


 

Принят 27 июля 2009 г.

38. К.И. Никольская
ПРИЗНАКИ ПРИСУТСТВИЯ ВЫСОКОСКОРОСТНЫХ ПОТОКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА СО СКОРОСТЯМИ 700-800 КМ/С ВО ВНЕШНЕЙ КОРОНЕ (rЈ1.5-5 RSun).
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, г.Троицк Московской обл., knikol@izmiran.troitsk.ru

Как показали дистанционные IPS - измерения скоростей солнечного ветра (СВ) в ближней высокоширотной гелиосфере (r < 40RSun) вблизи минимума конца 22-го цикла активности на всех гелиоширотах вне пояса стримеров вплоть до гелиоцентрических расстояний 8-10 RSun наблюдались только высокоскоростные потоки со стабильными скоростями 700-800 км/с [1, 2, 3]. При этом никакие признаки ускорения потоков в указанном диапазоне гелиоцентрических расстояний не просматривались, что сулило большие неприятности общепринятой концепции образования СВ путем ускорения коронального вещества. Единственная возможность спасти концепцию обнаружить ускорение потоков в оставшемся неисследованным интервале гелиоцентрических расстояний < 8 RSun. С этой целью был разработан спектроскопический метод наблюдений, использующий Doppler-dimming и Doppler-pumping эффекты в среде, светящейся за счет резонансного рассеивания приходящего извне излучения. В данном случае был выбран резонансный дублет 1037А/1032А иона OVI типичного иона переходной области (Те= 2х105К). Если рассеивающая среда движется радиально, отношение интенсивностей линий резонансного дублета меняется в зависимости от скорости движения рассеивающих атомов в плоскости неба, что позволяет эти скорости определить. Наблюдения дублета в короне на южном и северном полюсах Солнца проводились в 1995-97 гг., в эпоху минимума активности, с помощью ультрафиолетового коронографа-спектрометра на SOHO. Получен рост скоростей потоков от значений Ј 100 км/с на r ~ 1.5 RSun до 400-600 км/с - на r ~ 5 RSun в зависимости от принятой модели среды. Если предполагать, что СВ образуется из корональной плазмы, находящейся в магнитных ловушках, то результаты наблюдений говорят об ускорении СВ.

В представленном докладе результаты наблюдений дублета OVI интерпретируются в рамках альтернативной концепции образования солнечного ветра, в свете которой изначально высокоскоростные потоки СВ, проходя через ближнее околосолнечное пространство между корональными образованиями. Рассматривается двухкомпонентная модель внешней полярной короны в виде неподвижных корональных структур и проходящих между ними потоков высокоскоростного СВ. Было получено выражение для наблюдаемой скорости СВ VMod(r) в зависимости от параметров среды - плотности протонов СВ и короны и скорости высокоскоростного СВ. Рассчитанная с помощью полученной формулы модель наблюдаемых изменений скоростей демонстрируют рост последних с удалением от Солнца, обусловленный соотношением значений плотности протонов короны и СВ. Результат обсуждается.

1. Grall R.R.,. et al. Nature. 1996. V. 379. P.429-431.

2. Ofman L., et al , 31th ESLAB Symposium Proceedings, ESTEC, Noordwijk, the Netherlands. P. 361. 1997.

3. Balachandran B. Solar Phys. V.195. 195-208, 2000.


 

Принят 27 июля 2009 г.

39. В.В. Низовцев
КИНЕТИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЦИКЛОВ И ПРИЧИНА ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОГО МИНИМУМА АКТИВНОСТИ.
Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

Как отмечалось ранее, ротация Солнца поддерживается эфирно-вакуумными течениями квазилинейного вихря, входящего в вихревой каскад Местного скопления звёзд. Осевая линия данного вихря космогонической природы проходит через барицентр системы. На расстоянии ~ 1 млн. км от вихревой оси скорость течений составляет ~ 2 км/с.

Солнечные циклы - ротационный, магнитный и активности - обусловлены радиальным циклическим смещением Солнца в пределах ядра вихревого привода солнечной системы в ходе барицентрического обращения. В отсутствие такого смещения между течениями вихря и течениями солнечной атмосферы имело бы место равновесие, приводящее к стационарному режиму ротации. Однако непрерывное обращение Солнца по спиральной траектории препятствует достижению баланса. В атмосфере постоянно имеются азимутальные сдвиговые напряжения, вызывающие развитие полоидальных течений прямого или обратного направления - циклические изменения ротации (на экваторе в пределах 100 м/с), общеизвестны. Эти течения, мерой скорости которых служит, согласно Кельвину, вектор-потенциал А, и определяют динамику магнитного цикла.

Достигнув достаточной скорости, указанные течения турбулизуются. Это вначале разрушает ранее созданную структуру полоидального поля, затем порождает когерентные структуры, известные как пятна и активные области, и, наконец, полоидальное поле обратного направления. Последующее изменение направления радиального смещения Солнца в пределах вихревого ядра приводит к обращению сдвиговых напряжений и новой перестройке всей конвективной структуры в атмосфере.

Задержка в барицентрическом смещении Солнца приводит к изменению стандартной последовательности событий. В настоящее время из-за аномалии в траектории обращения установился упомянутый выше стационарный режим ротации и, как следствие, произошло затухание турбулентности. Характер траектории обращения после 23-го цикла позволяет предположить, что начало следующего цикла активности будет иметь место не ранее начала 2010 года


 

Принят 03 августа 2009 г.

40. В.Н. Криводубский
РОЛЬ ОТРИЦАТЕЛЬНОЙ ТУРБУЛЕНТНОЙ ВЯЗКОСТИ В ПЕРЕСТРОЙКЕ СОЛНЕЧНОГО МАГНЕТИЗМА.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, ул. Обсерваторная, 3, Киев -53, 04053;
e-mail: krivod1@observ.univ.kiev.ua

Исследован эффект отрицательной турбулентной вязкости, связанный с устойчивой спиральностью отдельных вихрей, для которых усредненный квадрат спиральности турбулентных пульсаций < a2> отличен от нуля (a » - t /3*< v * rot v> - параметр спиральности, <> - операция усреднения по масштабам, большим за характерные размеры пульсаций со скоростью v, t - характерное время пульсаций). Крейчнан [1,2] показал, что устой­чивые долгоживущие флуктуации спиральности a при быстром вращении приводят к существенному уменьшению коэффициента турбулентной вязкости маг­нитного поля vT* = vT - t2 < a2>, тогда как коэффициент турбулентной вязкости скалярного поля vT » (1/3) vl, наоборот, возрастает (v = (< v2> )1/2 и l - среднеквадратичная эффективная скорость и характерный размер пульсаций). Если время корреляции флуктуаций спиральности t2превышает в 2-3 раза время существования турбулентных вихрей t, то эффективный коэффициент векторной турбулентной вязкости vT* может уменьшиться до отрицательного значения. В этом случае турбулентность характеризуется свойством "затягивать" магнитные поля, а не рассеивать их. Таким образом, можно в принципе получить отрицательный коэффициент турбулентной магнитной вязкости.

В качестве возможного примера влияния отрицательной вязкости вспоминается свойство магнитных полей на поверхности Солнца концентрироваться в изолированные силовые трубки, разнесенные далеко друг от друга. Однако, выполненные нами количественные оценки отрицательной турбулентной диффузии для медленно вращающегося Солнца вызывают сомнения относительно такой возможности. Отрицательная турбулентная вязкость обусловлена долгосуществующими вихрями с сильной собственной спиральностью. Для возникновения отрицательной вязкости требуются большие углы поворота (p или 3p) силовых линий. Т.е. необходимо, чтобы за характерное время существования отдельного вихря небесное тело успело сделать много оборотов. На Солнце же, как показали наши расчеты для физических характеристик турбулентной конвекции из модели конвективной зоны Стикса [3], характерные времена жизни гранул и супергранул (соответственно »103 и » 105 с) малы по сравнению с периодом вращения Солнца, составляющим » 2*106 с. Поэтому, повидимому, исследуемое явление отрицательной вязкости не дает существенного вклада в фрагментацию магнитных полей в солнечной конвективной зоне. Хотя, если удастся уверенно установить существование на Солнце долгоживущих гигантских конвективных ячеек, то придется включить явление отрицательной турбулентной вязкости в эффекты перестройки солнечного магнетизма.

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

Литература

1. Kraichnan R.H.// J. Fluid Mech. 1976. V. 75. P. 657.

2. Kraichnan R.H.// J. Fluid Mech. 1976. V. 77. P. 753.

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


 

Принят 03 августа 2009 г.

41. Ю.В. Кызьюров
ПЛАЗМЕННЫЕ НЕОДНОРОДНОСТИ В АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ ФОТОСФЕРЫ.
Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев

В работе рассматривается возможность формирования плазменных неоднородностей в турбулентном потоке фотосферного газа части активной области вне солнечного пятна, которая характеризуется сильными нисходящими движениями вещества и средней напряженностью магнитного поля в несколько сотен гаусс [1]. Появление такой области можно ожидать, когда среднее магнитное поле B для площадки 108 км2 превысит 50-100 Гс [2]. Рассмотрение основывается на модели фотосферы Р [3] для температуры, концентрации нейтральных и заряженных частиц, а также неоднородной модели атмосферы Солнца [4] для характеристики движения вещества в участках с направленными вниз потоками. Формирование неоднородностей концентрации электронов в потоке фотосферного газа описывается уравнениями квазигидродинамики для слабоионизованной плазмы [5]. Предполагалось, что электронно-ионная плазма помещена в поток нейтрального газа и является пассивной примесью. Приведена схема получения выражений для оценки средне квадратичной амплитуды плазменных неоднородностей и формы их пространственного спектра [6], когда случайное поле скорости газа характеризуется статистикой обычной гидродинамической турбулентности [7]. Выполнена оценка формы спектра неоднородностей и уровня относительных флуктуаций плотности плазмы для высоты 350 км от основания фотосферы при росте напряженности B от 150 до 1000 Гс. Показано, что с ростом B средне квадратичный уровень флуктуаций в неоднородностях с характерным размером 100 км увеличивается от 8.2 до 9.4 % относительно локального фонового значения плотности плазмы. Что касается формы пространственного спектра, то если его аппроксимировать степенной зависимостью k-g, то показатель g   уменьшается от 1.54 (B=150 Гс) до 1.29 (B=1000 Гс).

[1] Прист Э.Р. Солнечная магнитогидродинамика. - М. Мир, 1985. - 529 с.

[2] Title A.M., Topka K.P., Tarbell T.D., Schmidt W., Balke C., Scharmer G. On the difference between plage and quiet Sun in the solar photosphere // Astrophys. J., 1992, 393, p. 782-794.

[3] Fontenla J.M., Avrett E.H., Loeser R. Energy balance in the solar transition region. III. Helium emission in hydrostatic, constant-abundance models with diffusion // Astrophys. J., 1993, 406, p. 319-345.

[4] Костык Р.И. Тонкая структура фраунгоферовых линий и строение атмосферы Солнца // Астрон. журн., 1985, 62, с. 112-123.

[5] Гершман Б.Н., Ерухимов Л.М., Яшин Ю.Я. Волновые явления в ионосфере и космической плазме. - М.: Наука, 1984. - 392 с.

[6] Kyzyurov Yu.V. Spectrum of small-scale plasma structures in the photosphere // Вопросы атомной науки и техники, Серия “Физика плазмы” (13), 2007, № 1, с. 81-83.

[7] Cadavid A.C., Lawrence J.K., Ruzmaikin A.A., Walton S.R., Tarbell T. Spatiotemporal correlations and turbulent photospheric flows from SOHO/MDI velocity data // Astrophys. J., 1998, 509, p. 918-926.


 

Принят 13 августа 2009 г.

42. Т.Т. Цап1, В.Г. Лозицкий2
ВОЗМОЖНОСТИ ДИАГНОСТИКИ ПРОСТРАНСТВЕННО НЕРАЗРЕШИМЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА СОЛНЦЕ: ОТ МАГНИТОГРАФОВ БЕБКОКА ДО БОРТОВОГО СПЕКТРОПОЛЯРИМЕТРА SOLAR-B.
1 НИИ “ ФГБУН КРАО РАН”, Научный, Крым, Россия
E-mail: tsap@craocrimea.ru
2 Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, Киев, Россия
E-mail:lozitsky@observ.univ.kiev.ua

Диагностика мельчайших пространственно неразрешимых магнитных структур на Солнце, имеющих предположительные размеры в несколько десятков километров, сопряжена со значительными инструментальными и методическими трудностями. При интепретации прямых наблюдений приходится использовать многокомпонентные модели, а это влечет за собой неоднозначность конечных выводов. В числе свободных параметров оказываются сразу несколько важных характеристик, таких как напряженность магнитного поля на оси структур, боковой профиль магнитного поля, фактор заполнения, величина фонового поля, допплеровские ширины, коэффициенты поглощения и лучевые скорости в мелкомастабных элементах и пр. Это сильно усложняет интерпретацию наблюдений и диктует введение упрощающих предположений. В ряде случаев эти предположения приводят к грубым ошибкам, что выявляется при сравнении данных разных методов.

Классический метод «отношения линий» (Стенфло, 1973) основан на сравнении данных в линиях FeI 5250.2 и 5247.1, имеющих близкие глубины формирования и температурные чувствительности, но разные факторы Ланде. Неоднозначность измерений в этой паре линий обсуждалась многими авторами, в т.ч. и авторами этого сообщения (Цап, Лозицкий, 2007). Кроме рассмотренных ранее (но не решенных) проблем, следует указать на еще одну: адаптированность измерений в паре FeI 5250.2-5247.1 на вполне определенный, ограниченный сверху диапазон напряженностей, около 3-4 кГс. То есть, измерения методом «отношения линий» ничего не могут сказать о том, есть ли на Солнце мелкомасштабные поля сильнее 3-4 кГс или нет. Для этого нужны стокс-метрические данные по всему профилю линий, что не предусмотрено в методе «отношения линий». Но при полях свыше 7-8 кГс начинает сказываться также присутствие близких бленд CrI 5247.6 и FeI 5250.6. Некоторыми авторами вместо пары FeI 5250.2-5247.1 используется пара FeI 6301.5-6302.5; эти же линии красной области запланированы для измерений на бортовом спектрополяриметре Solar-B. Фактически, и эта пара линий имеет те же недостатки, что и предыдущая, а по критерию одинаковости глубины формирования она даже хуже, чем пара FeI 5250.2-5247.1. Очевидно, при диагностике пространственно неразрешимых полей следует использовать также другие неблендированные линии и другие методы, и лишь тогда можно надеяться на прогресс в установлении действительных параметров магнитного поля. Представляется, в частности, перспективным испольование линий с небольшими и предельно малыми факторами Ланде. Измерения в таких линиях чувствительны к особо сильным магнитным полям, превышающим 4-5 кГс (Лозицкий, 1993, 1998). Для выявления магнитных полей противоположной полярности а также случаев эмиссионной картины эффекта Зеемана, важно одновременное использование данных как по поляризации (параметры Стокса Q, U, V), так и интегральной интенсивности (параметр I).


 

Принят 27 августа 2009 г.

43. В.Я. Нарманский
СОЛНЕЧНЫЕ ЦИКЛЫ И ДИНАМИКА ВНЕШНИХ ПЛАНЕТ.
НИП "Гелиоритм". г. Симферополь, Крым

Использован метод, позволяющий вести поиск связи между динамиками чисел W и внешних планет. Показана тесная зависимость между конфигурациями планет и числами W. 11-22-летние циклы рассматриваются, как гармоники сидерических периодов Урана (84.01 года) и Нептуна (164.79 года). Цикличность конфигураций Урана и Нептуна относительно определенных долгот, объясняется переменностью скоростей планет на различных участках орбит. Полученный результат иллюстрирован примерами и использован для прогноза активной фазы, времени максимума и амплитуды чисел W в 24-цикле солнечной активности.


 

Принят 27 августа 2009 г.

44. В.Я. Нарманский
АМПЛИТУДА 11-ЛЕТНИХ ЦИКЛОВ И ЭЛЕМЕНТЫ ПЛАНЕТНЫХ ОРБИТ.
НИП "Гелиоритм". г. Симферополь, Крым

Методом гелиомеханики исследовалась связь аномальных минимумов чисел W и динамики внешних планет. Показано, что значения чисел Вольфа, в интервале 1749-2007гг., во время прохождения внешними планетами определенных долгот, значительно отличаются от средних значений по ряду. Аномальное развитие 24-цикла сравнивается с положением внешних планет в минимум Дальтона и объясняется современным их положением. Цель данной работы - показать, что небесно-механический метод можно использовать не только, для объяснения цикличности ряда чисел Вольфа, но и динамики его амплитуды. В предыдущих работах рассматривалась зависимость солнечной активности, от положения планет, относительно линии узлов планетной пары Земля-Юпитер. В данной работе рассматривается зависимость динамики солнечных индексов и динамики внешних планет относительно элементов планетных орбит - перигелий и афелий.


 

Принят 31 августа 2009 г.

45. E.S. Andriets, V.G. Lozitsky
SOLAR MAGNETIC FIELD MEASUREMENTS USING PHOTOSPHERIC AND CHROMOSPHERIC LINES.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, Киев, Россия
E-mail:lozitsky@observ.univ.kiev.ua

Solar magnetic field measurements using photospheric and chromospheric lines., by V.Lozitsky and E.Andriets - The spectral data for three solar flares of 28 July 2004, 18 July 2000 and 25 July 1991 is presented. The lines Нa, Fe 6301.5, Fe 6302.5, FeI 5250.2, FeI 5250.6, FeI 5247.1, Cr 5247.6, Sc II 5239.8, 5234.6, FeI 5233 were investigated using Stokes I and V profiles.

For the first flare it was found the two-component magnetic field structure. In addition to the field strength of 2500-2700 G, the 5500-6000 G small-scale structures was existed in sunspot too. During 12 min of flare evolution, the synchronous changes of flare emission in Нa and magnetic field variation in lines Fe 6301.5 and were detected. New observational evidences to the practically zero vertical magnetic field gradient in range ‘photosphere-chromosphere’ wer