Принят 19 февраля 2010 г

 

1. М. Ковальчук1, М. Гирняк1, М. Стодилка1, В. Кошевой2, О. Ивантишин2, А. Лозинский 2
ИССЛЕДОВАНИЕ СВЯЗИ МЕЖДУ ДЛИННОВОЛНОВЫМ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕМ СОЛНЦА И ХРОМОСФЕРНЫМИ ВСПЫШКАМИ.
1Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко,
ул. Кирилла и Мефодия,8, 79005, г. Львов,79005, Россия,e-mail:hirnyak@astro.franko.lviv.ua,
2Физико-механический институт им. Г.В. Карпенко НАН Украины

 

Наблюдательные данные свидетельствуют о том, что длинные радиоволны являются очень хорошим индикатором солнечных активных процессов (Железняков В.В. Радиоизлучение Солнца и планет / М.: Наука, 1964, с.560). При исследовании комплекса явлений, происходящих на Солнце, мы уделили внимание изучению зависимости между длинноволновым (l  > 1м) радиоизлучением Солнца и солнечной активностью в оптическом диапазоне.

           Наблюдательный материал о вспышках в оптическом диапазоне в линии Ha получен нами на хромосферно-фотосферном телескопе АФР-2 Астрономической обсерватории Львовского национального университета имени Ивана Франко и дополнен данными из INTERNET`а, часть данных радионаблюдений на декаметровых волнах ( частота  » 8 – 32 МГц)  получена сотрудниками Физико-механического института имени Г.В. Карпенко НАН Украины на радиотелескопе “УРАН-3 “ ; остальной материал на метровых волнах (100 МГц Ј  частота Ј  400 МГц ) мы заимствовали из базы данных о всплесках радиоизлучения, которые имеются в свободном доступе в INTERNET`е. Использованы материалы наблюдений, принадлежащих ветке максимума 22-го цикла солнечной активности. Для исследований применен метод линейного регрессионного анализа.

            Наличие обширного наблюдательного материала, имеющегося в нашем распоряжении, требует обязательного проведения его предварительной классификации, то есть разделения этих разнообразных данных по каким-то четко выраженным признакам. Поэтому для начала все радиовсплески были разделены на 2 группы. В I-ю группу вошли те всплески, которые совпали

по времени ( в пределах ± 15 мин. )  с присутствием на Солнце хромосферных вспышек. Во II-ю группу были включены те всплески, при которых хромосферные вспышки не наблюдались. Критерий разделения, как видно, выбран в некотором смысле условно. За параметры хромосферных вспышек брались: время начала, максимума интенсивности и конца вспышки, ее балл, площадь и гелиографическая долгота. Вопрос о том, какие параметры несут наиболее полезную информацию совсем не очевиден и требовал специального рассмотрения. В итоге  выяснилось, что наиболее информативными есть следующие параметры: мгновенное значение максимального потока радиовсплеска в единицах 10-22  вт· м-2· гц-1, площадь вспышки в максимуме яркости в миллионных долях диска и наибольшая яркость в относительных единицах (по отношению к яркости невозмущенной хромосферы). Данные центрированы и нормированы на среднеквадратическое отклонение. Дополнительным параметром исследований было местонахождение вспышки относительно центрального меридиана (гелиографическая долгота). Таким образом, мы пытались найти “эффект направленности” радиоизлучения, подсчитывая регистрацию их всплесков на разных расстояниях от центрального меридиана.

            Анализ проведенных расчетов показал, что статистически обоснованными и достоверными есть такие выводы:

  1. Существует тесная связь между всплесками радиоизлучения на декаметровых волнах с хромосферными вспышками; эта связь несколько ослабевает с уменьшением длины волны. Действительно, из 6960 радиовсплесков, которые совпали по времени с хромосферными вспышками, 4520 всплесков (~ 65 %) состоялись в декаметровом диапазоне.
  2. Между началом вспышки  и временем возникновения радиовсплеска существует запаздывание, которое часто составляет несколько минут. Этот факт объясняется тем, что, очевидно, для генерирования радиоволн вспышка должна достичь соответственной интенсивности; следует отметить, что интервал между вспышкой и всплеском тем значительнее, чем выше частота радиовсплеска.
  3. На декаметровых волнах распространяются всплески преимущественно в перпендикулярном до солнечной поверхности направлении, т.е. для этих волн свойственный “эффект направленности“. Это означает повышение количества радиовсплесков во время прохождения области хромосферной вспышки через центральный меридиан; на более коротких волнах этот эффект значительно меньше, т.е. интенсивность и количество таких всплесков не очень зависит от того, где находится вспышка – в центре диска или вблизи края. Однако, этот результат требует дополнительной проверки на большем статистическом материале, хотя бы в пределах одного полного цикла солнечной активности. Таким образом, полученные результаты указывают на то, что радиоизлучение солнечных вспышек на длинных волнах может служить эффективным количественным индикатором активных процессов на Солнце.

 

Принят 19 февраля 2010 г.

 

2. М.М. Ковальчук, М.Б. Гирняк
ДИАГНОСТИКА СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ МЕТОДОМ МУЛЬТИПЛЕТНЫХ ЛИНИЙ.
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,

 

Для исследования физических условий в солнечной атмосфере использован метод интерпретации линий поглощения, принадлежащих мультиплету. Для этого проведен не-ЛТР анализ рассчитанных профилей линий поглощения инфракрасного C I  мультиплета вблизи l10700 A в разных точках солнечного диска. Сопоставление их с наблюдаемыми профилями дало возможность получить информацию о фундаментальных особенностях солнечной атмосферы: были вычислены функции источника каждой линии мультиплета, их частотная зависимость внутри линии, коэффициенты селективного поглощения и излучения на разных оптических глубинах, постоянная затухания, микро- и макротурбулентная скорости, содержание углерода в солнечной атмосфере.


 

Принят 05 марта 2010 г.

 

3. В.А. Котов
КВАНТОВОЕ СОЛНЦЕ-2: ЗА ПРЕДЕЛАМИ ПРИВЫЧНОГО.
НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым 298409


          Число фотонов, нуклонов и электронов внутри Солнца так велико (1061), что они ``перекрываются''. Отсюда следует, что внутреннее Солнце - объект, управляемый законами квантовой механики (с доминированием таких свойств элементарных частиц, как нелокальность и неразличимость, доказанных успехами квантовой механики на рубеже XX-XXI вв.). Поэтому  квантовое Солнце-2 надо представлять как конденсат элементарных частиц, подчиняющихся принципу Паули и неразличимых для внешнего наблюдателя; или как единый объект - ``гигантский атом водорода''. Поведение ``второго'' Солнца объясняет многие загадочные свойства ``классического'' Солнца, включая секторную структуру и нагрев короны, периодичности общего магнитного поля и 22-летний цикл.


 

Принят 30 апреля 2010 г.

 

4. А.С. Парновский, О.В. Семенив, О.К. Черемных, В.А. Яценко
НОВЫЕ ПОДХОДЫ К ПРОГНОЗИРОВАНИЮ КОСМИЧЕСКОЙ ПОГОДЫ.
ИКИ НАНУ-НКАУ, parnowski@gmail.com

 

          Предлагается новый подход к прогнозированию космической погоды, основанный на модели нелинейного черного ящика с несколькими входами (параметрами солнечного ветра) и одним выходом (Dst-индексом). Построение такой модели состоит из 2 этапов: задачи структурной идентификации и задачи оптимизации. На первом этапе определяются геоэффективные параметры солнечного ветра, а на втором на их основе строится феноменологическая модель взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли. Затем, на основе построенной модели, решается задача прогнозирования. Реализаций такого подхода может быть несколько. В данном докладе будут описаны метод регрессионного моделирования, основанный на формализме математической статистики, и метод генетической оптимизации, основанный на анализе показателей Ляпунова. Эти методы обеспечивают уверенное прогнозирование космической погоды на 2-3 часа вперед.

      В докладе будут представлены результаты прогнозирования космической погоды, верифицированные по экспериментальным данным. Показано, что можно предсказывать геомагнитные бури за 4-6 часов до их начала с коэффициентом корреляции порядка 90%.


 

Принят 17 мая 2010 г

 

5. Н.Г. Петерова1, Н.А. Топчило2, Б.И. Рябов3, Д.А. Безруков3
ХАРАКТЕРИСТИКИ ИСТОЧНИКА ЦИКЛОТРОННОГО ИЗЛУЧЕНИЯ НАД АКТИВНОЙ ОБЛАСТЬЮ NOAA10325.
1Санкт-Петербургский филиал САО РАН, Россия,
2НИАИ СПбГУ, Россия,
3Вентспилский международный радиоастрономический центр, ЛатвияНИАИ СПбГУ, Россия

 

Продолжено исследование переходной области хромосфера-корона над солнечными пятнами на основе спектрально-поляризационных наблюдений источников циклотронного излучения в микроволновом диапазоне волн. Ранее при исследовании двух АО [1-2] были выявлены особенности этих источников, оказавшиеся характерными как для крупного униполярного пятна, так и пятен небольшой площади, входивших в состав биполярной АО. Подмеченные закономерности проверяются на примере АО 10325, имевшей “типичную” (среднестатистическую) структуру и размеры. Подтвердилось, что (а) в диапазоне (2,3-2,7) см резко меняется структура изображения источника в о-моде излучения; (б) спектр яркостных температур в е- и о-модах излучения, пересчитанный в зависимость от величины магнитного поля на уровне 2-го и 3-его гироуровней, сильно расходится в диапазоне коротких волн (l<2,7 см), причем о-мода излучения оказывается горячее е-моды. Обнаружена новая особенность характеристик излучения: в случае АО 10325 в отличие от ранее исследованной крупной АО [1] потемнение над пятном в о-моде излучения на коротких волнах наблюдается только на небольших долготах ± 3d от ЦМ.

Обсуждается расхождение результатов наблюдений с общепринятой моделью источников циклотронного излучения над солнечными пятнами. Представлены результаты моделирования с использованием различных моделей магнитного поля солнечных пятен.

 

1. Н.А. Топчило, Н.Г. Петерова, Т.П. Борисевич, 2010, АЖ, т.87, № 1, с.75-92.

2. A.N. Korzhavin, L.V. Opeikina, N.G. Peterova, 2010, Astrophys. Bull., vol.65, No.1 , pp.60-74.


 

Принят 19 мая 2010 г.

 

6. Л.А. Акимов, Н.П. Дятел
ВЛИЯНИЕ ЛУНЫ НА МАГНИТОСФЕРУ ЗЕМЛИ НА ВЕТВИ СПАДА ЦИКЛА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ .
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, ул. Сумская, 35, г. Харьков, Россия, 61022 e-mail: akimov@astron.kharkov.ua

 

          Представлены результаты исследования зависимости Ар - индекса, характеризующего геомагнитную возмущенность, от фаз Луны. Методом наложения эпох обработаны данные в интервале 1500 дней для 19 - 23 циклов на восходящей и нисходящей ветвях цикла солнечной активности. Для каждого цикла суммировались значения индекса для каждого дня, отсчитываемого от очередного полнолуния. На интервале 1500 дней укладывается 50 лунаций.

          Обнаружено, что наибольшее значение Ар - индекса наблюдается вблизи новолуния на ветви спада солнечного цикла. Различия между новолунием и полнолунием для величины индекса составляют около 18%.

          Обсуждаются некоторые механизмы воздействия Луны на магнитосферу, которые по-разному проявляются в полнолуние, когда Луна находится в хвосте магнитосферы, и в новолуние, когда Луна находится между Солнцем и Землей.


 

Принят 20 мая 2010 г.

 

7. А.В. Баранов, С.Г. Можаровский
О МОДЕЛИ ТС-ЭЛЕМЕНТА СОЛНЕЧНОЙ ФОТОСФЕРЫ, ПОСТРОЕННОЙ ПО СВЯЗИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ И ЭКВИВАЛЕНТНОЙ ШИРИНЫ ЛИНИЙ.
Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН, Уссурийск, Россия

         

          Наша модель элемента тонкой структуры факела хорошо описывает связь магнитного поля Н и эквивалентной ширины спектральных линий W. Здесь рассматривается влияние на зависимость H от W аномальной дисперсии в спектральных линиях.

          Для ряда спектральных линий проведен анализ ki – площади rv–профилей, нормированных на площадь rv–профиля линии Fe 1l 525.35 нм; ki сравнивались с  теоретическими для значений Н = 600, 1400 и 1900 Э. Рассмотрены параметры связи величин: S1 – отношения рассчитанных и наблюдаемых ki  и коэффициенты их корреляции S2. При использовании теории Унно расчет по 21 спектральной линии  дает среднее значение S1=0.998-1.008, а величина S2=0.969-0.988, в зависимости от принятых при расчете параметров атмосферы. При учете аномальной дисперсии имеем S1= 0.924, а S2=0.968. Есть заметное различие S1 при близких коэффициентах корреляции, что, вероятно, является следствием инверсий  rv –профиля, наблюдаемых у центров магнитоактивных линий. Учет этого предполагает некоторую коррекцию зависимости температуры от глубины в сторону уменьшения температуры. Если в расчетах принимаются более высокие Н, то некоторое усиление связи можно отметить при вертикальных градиентах магнитного поля 1-2 Э/км, однако вопрос требует специального анализа.

           Работа выполнена при поддержке  Программы N 16 Президиума РАН и грантов ДВО РАН 09–I–П7–01, 09–II–СО_02–002, 09–IIIA–02–49.


 

Принят 20 мая 2010 г.

 

8. Ю.Ф. Юровский
ПРИРОДА ЖГУТОВ ВОЛОКОН И ЦЕПОЧЕК ТОЧЕЧНЫХ ВСПЛЕСКОВ НА ДИНАМИЧЕС-КИХ СПЕКТРАХ СОЛНЕЧНОГО РАДИО ИЗЛУЧЕНИЯ.
НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым 298409

    

          Аннотация. Проведен анализ многолучевого распространения радио волн в солнечной плазме в связи с тем, что излучение солнечной вспышки на пути к наблюдателю проходит через неоднородную солнечную атмосферу. Получена формула (математическая модель) для расчета структуры динамического спектра вспышечных радио всплесков. Сопоставление вычисленных спектров с наблюдениями показало, что результаты интерференции   объясняют возникновение зебра-структуры, разделение ее полос на отдельные спайки, описывают временной профиль спайков и объясняют свойства волокон, жгутов волокон и цепочек «точечных» всплесков. Подобие динамических спектров свидетельствует в пользу образования тонкой структуры спектров не в источнике излучения, а в результате распространения волн через неоднородную среду и свободное пространство.

          Nature of fibers and chains of point bursts on the dynamic spectrums of solar radio emission, by Y.F. Yurovsky. The analysis of multibeam propagation of radio waves in solar plasma was performed because of the radiation of solar flare passes through an inhomogeneous solar atmosphere on its way to observer.  A formula (a mathematical model) for the calculation of structure of flare radio burst dynamic spectrum is got. Comparison of the calculated spectrums with observed  shows, that the results of interference  explained the origin of zebra-structure, the division of its stripes on separate pulses, describe the temporal type of spikes and explain properties of fibers, ropes of fibers and chains of «point» bursts. Similarity of dynamic spectrums testifies in behalf on the formation of fine structure of spectrums not in a source of emission, but as a result of propagation of the waves through an inhomogeneous environment and free space. 

        Юровский Ю.Ф. Интерференционное происхождение тонкой структуры динамических спектров солнечных радиовсплесков.// Изв.Крымс.астрофиз.обс., т.106, 2010, с.60-74.


 

Принят 21 мая 2010 г

 

9. И.В. Кузьменко1, В.В. Гречнев2, А.М. Уралов2
ОТРИЦАТЕЛЬНЫЕ РАДИОВСПЛЕСКИ КАК ИНДИКАТОР АНОМАЛЬНЫХ ЭРУПЦИЙ ВОЛОКОН.
1Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН, Уссурийск ,
2Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск

 

Эруптивные события, в которых происходит разрушение выброшенного волокна и рассеяние его фрагментов в виде облака по значительной части солнечной поверхности, регистрируются редко, и поэтому мало изучены. В таких событиях могут наблюдаться крупномасштабные потемнения в линии He II 304 A, форма и положение которых существенно отличны от диммингов, наблюдаемых в корональных эмиссионных линиях, а также отрицательные радиовсплески в микроволновом диапазоне. Исследованы два таких события – 01/02.06.2002 и 01.01.2005 г. В каждом из них выявлены несовпадающие в каналах 195 A и 304 A димминги; распространявшиеся корональные волны, предположительно ударные, и радиовсплески II типа. В обсерваториях Нобеяма, Лермонт и УАФО на ряде частот диапазона 1–10 ГГц зарегистрированы отрицательные радиовсплески, обусловленные, по всей видимости, поглощением солнечного радиоизлучения в облаке, образованном фрагментами волокна.

Показано, что при наличии качественных многочастотных записей отрицательных радиовсплесков существует возможность оценки параметров выбросов по радиопоглощению. Полученные оценки температур 8000–14000 К указывают, что в обоих событиях поглотителем являлось вещество эруптировавшего волокна. Поглощающие облака в этих событиях имели площади 2–5% от площади солнечного диска, достаточные для заметного снижения потока излучения не только компактного радиоисточника, но и областей спокойного Солнца. Оценённые массы выбросов (~ 1015 г) сопоставимы с типичной массой волокна.


 

Принят 26 мая 2010 г.

 

10. Е.А. Исаева, Л.И. Цветков
ДИАГНОСТИКА И ПРОГНОЗИРОВАНИЕ ПОТОКА ПРОТОНОВ СКЛ ПО ПАРАМЕТРАМ РАДИОВСПЛЕСКОВ И ПАРАМЕТРАМ ЛОКАЛЬНЫХ РАДИОИСТОЧНИКОВ.

НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым, 298409, Тел. (0654)-23-73-70;
e-mail: isaeva-ln@mail.ru

 

         В работе приводятся результаты исследования связи потока протонов солнечных космических лучей (СКЛ) с параметрами солнечных радиовсплесков и с параметрами локальных радиоисточников (ЛРИ) в короне Солнца. Сравнительный анализ показал, что точность оценки потока протонов СКЛ значительно выше для протонных событий, характеризующихся низким уровнем послевсплескового повышения потока (PBI), мощной декаметровой компонентой (ДКМ) континуальных всплесков и малым значением временного сдвига максимума ДКМ всплеска относительно максимума микроволнового всплеска. Также показано, что при увеличении интенсивности локальных радиоисточников наблюдается увеличение интенсивности микроволновых всплесков, с одной стороны, и уменьшение напряженности магнитного поля ЛРИ, с другой стороны. Однако, как показали исследования, связь между интенсивностью микроволновых всплесков и напряженностью магнитного поля ЛРИ отсутствует. Исследование динамики солнечных активных областей (АО) показало, что перед мощными всплесками и протонными событиями наблюдаются резкие изменения в структуре АО, связанных с всплывание новых магнитных потоков. Особенно резкие изменения в АО наблюдаются в поляризованном радиоизлучении Солнца, связанные с образованием характерных биполярных структур. Также показано, что во время мощных протонных событий наблюдаются значительные вариации напряженности магнитного поля ЛРИ. В работе использовались данные радиоизлучения Солнца в диапазоне 25-15400 МГц, полученные мировой сетью службы Солнца, а также данные, полученные в НИИ КрАО на радиотелескопе РТ-22.


 

Принят 31 мая 2010 г.

 

11. Е.В. Милецкий, В.Г. Иванов
ШИРОТНО-ВРЕМЕННАЯ СТРУКТУРА КРУПНОМАСШТАБНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА.

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, Санкт-Петербург

 

        На основании данных измерений фотосферных солнечных магнитных полей в 21-23 циклах солнечной активности, выполненных в обсерватории Китт-Пик (Kitt Peak), проведено исследование широтно-временной структуры вариаций крупномасштабного магнитного поля с характерными временами, не превышающими пяти лет.

       Выявлены общие свойства и особенности структуры магнитного поля, возникающие при учете и без учета его полярности. Установлено, что характерные элементы этой структуры разделены интервалами времени от 0.8 до 2.2 года, а их протяженность по широте составляет, как правило, не менее 200.

       Показано, что при учете полярности проявляются зоны крупномасштабного поля, которые демонстрируют широтный дрейф по направлению к полюсам. Определены фазовые скорости этого дрейфа.


 

Принят 31 мая 2010 г.

 

12. А.К. Свиржевская, Г.А. Базилевская
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ ОКОЛО ЗЕМЛИ В МИНИМУМЕ 24-ГО ЦИКЛА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.

Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва

 

         В докладе обсуждаются особенности вариаций космических лучей в прошедшем минимуме солнечной активности 2007-2009 гг. по данным, полученным в баллонных измерениях ФИАН в атмосфере, на спутнике АСЕ и на нейтронных мониторах.

        В середине 2009 года в измерениях на трех стратосферных станциях - Мурманск, Мирный (Антарктида) и Москва - наблюдались самые высокие за последние 50 лет потоки космических лучей. Превышение потоков частиц в июле 2009 г. над их средней величиной за четыре предыдущих минимума солнечной активности составило 15 % на высоких широтах и 11 % на станции Москва. Еще большее увеличение потоков ядер Fe с энергией Е = 290-450 МэВ/нуклон было обнаружено на спутнике АСЕ. Рост потока ядер Fe в середине 2009 г. (относительно уровня 2007 г.) был равен 19.4 +/- 1.4 % [1]. По данным же нейтронных мониторов, потоки космических лучей в 2009 г. возросли на 1-2 % по сравнению с потоками в годы четырех предыдущих минимумов, что осталось, по существу, незамеченным. Для объяснения различия в вариациях в стратосфере и на уровне моря был определен энергетический спектр протонов, вызвавших аномальное увеличение потоков в 2009 г. [2]. При этом выяснилось, что основной вклад в наблюдавшееся возрастание дают протоны с энергией не более 2.5 ГэВ.

       Наиболее вероятной причиной значительного роста потоков частиц около Земли в 2008-2009 гг. было слабое гелиосферное магнитное поле и низкая скорость солнечного ветра в период минимума активности 24-го солнечного цикла. Следует заметить, однако, что ослабление гелиосферного магнитного поля началось гораздо раньше, с конца 90-х годов. Причиной уменьшения напряженности поля является, скорее всего, ослабление подфотосферного магнитного поля Солнца, о чем свидетельствуют данные по магнитным полям в солнечных пятнах за 1992-2009 гг., приведенные в работе [3].

1. http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/ray_surge.html

2. Свиржевская А.К., Базилевская Г.А., Крайнев М.Б. и др. Особенности минимума 24-го солнечного цикла в солнечных и гелиосферных характеристиках и в интенсивности галактических космических лучей. Научная сессия МИФИ-2010. Сб. научных трудов, т. 4. М.: НИЯУ МИФИ, 2010.

3. Livingston W., Penn M. Are sunspots different during this solar minimum? Eos, Trans. AGU, 2009, v. 90, No. 30, p. 257-264.


 

Принят 31 мая 2010 г.

 

13. В. М. Григорьев, Л. В. Ермакова, А. И. Хлыстова
ФОТОСФЕРНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ И ДВИЖЕНИЯ В АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ ОТ МОМЕНТА ЕЁ ВОЗНИКНОВЕНИЯ ДО РАЗВИТИЯ ПОР.

Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН, Иркутск, Россия lermak@iszf.irk.ru

 

         По материалам SOHO/MDI с пространственным разрешением 4 дуг. сек. и временным - 1 мин. прослежена динамика появления в фотосфере магнитного поля активных областей и связанной с ним картины вертикальных движений.

         Получены основные характеристики процесса: последовательность изменений, наличие подъёма и опусканий вещества, скорость подъёма магнитных арок, характерные временные и пространственные масштабы, асимметрия вертикальных скоростей в областях магнитного поля противоположной полярности, взаимосвязь опусканий вещества и усиления магнитного поля.

         Авторы благодарны команде SOHO/MDI за возможность доступа к базам данных по сети Интернет. Работа выполняется при поддержке гранта РФФИ 08-02-00027-а, программы ОФН РАН № 2.16 и гранта ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России».


 

Принят 31 мая 2010 г.

 

14. N.R. Minkova.
FINITE INSTRUMENTAL RESOLUTION SCALES AND MODELLING OF COLLISIONAL SOLAR PLASMA.

         Solar wind plasma observed with finite instrumental resolution scales is modeled in the frame of multiparticle statistical approach (e.g.[1]).

Collisions of plasma particles are considered. Derived velocity distribution functions and flow's parameters are consistent with observed specific features of solar wind and measurements' data.

[1] Минькова Н.Р. Многочастичная статистическая модель солнеченого ветра. Солнечнор-земная физика. - Новосибирск. Издательство СО РАН, 2007, Т.1, вып.12, с.110-113.


 

Принят 01 июня 2010 г

 

15. В.А. Ковалев1, Т.Е. Вальчук1, В.Н. Ишков1, И.Г. Костюченко2, Ю.Е. Чариков3
ИССЛЕДОВАНИЕ РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ВСПЫШКИ 5 ИЮЛЯ 2009 ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНЫМ МЕТОДОМ.
1Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова РАН, (Троицк), Е-mail: vic.kov@yandex.ru, valchuk@izmiran.ru ishkov@izmiran.ru ,
2Физико-химический институт им. Л.Я.Карпова (Москва), Е-mail: irkost@itep.ru,
3Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе (Санкт-Петербург), Е-mail: yurii. charikov@mail.ioffe.ru

 

        Вспышка 5 июля 2009 г. исследована с помощью данных (KOРОНАС-Ф) скорости счета 9 каналов мягкого (SXR, 1.7-16.9кэв) и одного жесткого канала (HXR, > 20 кэв) рентгеновского излучения с помощью дифференциального метода. Для анализа температуры плазмы использовано отношение u = fi+1/fi потоков соседних каналов.

       Максимум логарифмической производной Hf = fi/ /fi (350сек.) разделяет фазу нарастания потока fi на интервалы ускоренного ( < 290сек.) и замедленного (350-450)сек. по сравнению с экспоненциальным законом процессов и совпадает с максимумом температуры ~ 20 МК. Нагрев имеет двухступенчатый характер. Ускоренный режим нагрева продолжается 250сек., замедленный 70сек. Охлаждение плазмы до минимальной температуры, при которой поток становится максимальным (450 сек.), происходит в 2 этапа: ускоренное (320-370) сек. и замедленное (370-470) сек.

       На фазе спада потока (>450cек.) снова происходит нагрев плазмы до исходного уровня. Этот период (470-1800) сек. сопровождается активными колебательными процессами. Минимум Hf (520сек.) разделяет спад потока на ускоренный (450-520)сек. и замедленный (520-590)сек. интервалы.

       Наличие жесткого рентгеновского излучения как в начале вспышки, так и на фазе спада потока, указывает на одновременный нагрев плазмы (SXR) и ускорение частиц. Максимум потока HXR совпадает с максимумом   fi/   SXR (400 сек.), то есть, имеет место эффект Нойперта.

       Наблюдаемые эффекты рентгеновского излучения вспышки, проявляемые в температуре и потоке, обусловлены нелинейной динамикой вспышечной области. Экстремумы Hf и Hu  в значительной степени определяются конкурентным характером источников нагрева и диссипации. В результате нагрева магнитных трубок происходит испарение хромосферной плазмы, возрастают мера эмиссии и поток излучения. Конвекция приводит к перераспределению горячей и холодной плазмы, что может оказывать значительное влияние на источники нагрева и диссипации.


 

Принят 01 июня 2010 г

 

16. И.С. Лаба1 , П.Г. Лисняк2, И.Я. Пидстрыгач1
СВЯЗЬ « СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ-РЕГИОНАЛЬНЫЙ КЛИМАТ».
1Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко, г.Львов, ул.Кирилла и Мефодия,8, 79005, Россия, laba@astro.franko.lviv.ua,
2Тернопольский национальный педагогический университет имени В.Гнатюка, 46009, г.Тернополь , ул.М.Кривоноса,2.

 

По данным наблюдения Солнца в Астрономической обсерватории и по регистрации метеорологических условий в стационарах географического факультета Львовского национального университета им.Ивана Франко (находящихся во всех областях Западной Украины), а также по данным INTERNET`a (http://www.sec.noaa.gov/) изучается связь «солнечная активность-региональный климат».

Согласно с работами ученых Датского национального космического центра (Friis-Kristensen, Lassen,1991; Svensmark, Friis-Kristensen ,1997; Svensmark, Kolder,2007; и др.) изменения облачного покрова Земли (а не изменения выбросов парниковых газов) является основной причиной изменения климата. Существует очень высокая негативная корреляция между потоком галактических космических лучей и записями тропосферной температуры.

В данной работе авторы проверяют вышеприведенное утверждение, рассматривая несколько сильных событий на Солнце (11.07-14.07.00; 29.03.01г.; 2.04-3.04.01г.; 15.04.01г.;19.10-5.11.03г.; 15.01-20.01.05г.; 7.09-17.09.05г.; 5.12-7.12.06г.).

Получены предварительные результаты, подтверждающие вывод датских ученых: чем продолжительнее мощные события на Солнце, тем больше число безоблачных дней и тем выше наземная температура.

Авторы продолжают изучать связь «солнечная активность-региональный климат» на протяжении всего 23-го цикла солнечной активности, включая и глубокий, протяженный последний минимум.


 

Принят 01 июня 2010 г

 

17. Т.И. Зверева, В.П. Головков.
ДИНАМИКА ИЗМЕНЕНИЯ ДВИЖЕНИЯ СЕВЕРНОГО И ЮЖНОГО МАГНИТНЫХ ПОЛЮСОВ В ТЕЧЕНИЕ 2001-2009 ГОДОВ.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова РАН (ИЗМИРАН), Россия, Троицк Московской области e-mail: zvereva@izmiran.ru

 

По векторным данным немецкого спутника СНАМР построены среднесуточные сферические гармонические модели главного геомагнитного поля (n=m=10) с интервалом 4 дня. Охвачен период с мая 2001года по апрель 2009 года (всего 728 моделей). По этим моделям рассчитаны координаты Северного и Южного магнитных полюсов (так называемых модельных магнитных полюсов, т.е. точек, в которых силовые линии магнитного поля вертикальны). Прослежены их изменения за эти восемь лет. Оба полюса продолжают двигаться в северном и западном направлении. Северный полюс за это время переместился на 400 км. Причем скорость его движения постоянно снижалась: с 62 км/год в 2002 году до 47 км/год в 2009 году. Кроме того, скорость движения по долготе более, чем в 4 раза превышала скорость движения по широте. Южный полюс двигался в 10 раз медленнее. Он за этот период переместился на 42 километра. Рассчитаны также координаты геомагнитных полюсов (по дипольным коэффициентам), магнитный момент диполя и параметры эксцентричного диполя. Также прослежена их динамика.


 

Принят 08 июня 2010 г

 

18. Ю.В. Кызьюров.
СПЕКТР ПЛАЗМЕННЫХ НЕОДНОРОДНОСТЕЙ В ТУРБУЛЕНТНЫХ ПОТОКАХ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ ФОТОСФЕРЫ СОЛНЦА.
Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев

 

Согласно современным представлениям нижняя атмосфера Солнца (нижняя хромосфера и фотосфера) является низкотемпературной и слабоионизованной плазмой, то есть состоит из смеси газа нейтральных атомов и квазинейтральной плазмы. Динамика среды на этих высотах атмосферы существенным образом определяется движениями нейтрального газа, а плазму можно рассматривать в качестве пассивной примеси (исключая области с очень сильными магнитными полями, например, солнечные пятна). Наблюдения указывают на то, что движения газа фотосферы находится в развитом турбулентном состоянии при достаточно больших числах Рейнольдса. Такая ситуация ведет к появлению плазменных неоднородностей в турбулентных потоках фотосферного газа как активных, так и спокойных областей. В данном докладе рассматривается возникновение мелкомасштабных неоднородностей в турбулентных потоках активных областей. На основе неидеальной магнитной гидродинамики получено выражение для одномерного пространственного спектра неоднородностей с учетом вертикального градиента фоновой концентрации плазмы. Рассмотренный диапазон волновых чисел соответствовал инерционному интервалу турбулентности. Анализ полученного выражения показал, что для появления неоднородностей важно наличие и градиента средней концентрации плазмы, и магнитного поля. Роль градиента существеннее для неоднородностей с малыми волновыми числами k, а влияние магнитного поля растет с увеличением k. Рассмотренную область волновых чисел можно разделить на три участка: 1) область малых k, где при появлении неоднородностей важнее градиент фоновой концентрации плазмы, 2) область больших k, где при формировании неоднородностей преобладает роль магнитного поля и 3) область максимальных k или область диссипации вблизи волнового числа Обухова - Корсина (диффузионного волнового числа). Для первого участка спектр неоднородностей можно описать степенной функцией k-3, для второго - k-1, а в области диссипации происходит обрыв спектра, т.е. спектр убывает быстрее любой степенной функции. Волновое число, которое разделяет первую и вторую области определяется обратной величиной произведения характерного масштаба градиента фоновой концентрации плазмы на параметр Холла для ионов (произведение гирочастоты ионов на среднее время между столкновениями ионов с нейтральными частицами). Очевидно, что в активных областях с большей напряженностью магнитного поля для спектра неоднородностей характерно расширение области волновых чисел, где при формировании неоднородностей важнее роль магнитного поля, поэтому наклон спектра неоднородностей в таких областях должен уменьшаться.


 

Принят 16 июня 2010 г

 

19. А.Н. Кришталь, С.В. Герасименко, А.Д. Войцехоская.
КВАЗИБЕРНШТЕЙНОВСКИЕ МОДЫ В ПРЕДВСПЫШЕЧНОЙ АТМОСФЕРЕ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ: ГЕНЕРАЦИЯ ВТОРОЙ ГАРМОНИКИ
Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев

 

В плазме петельной структуры активной области наличие субдрейсеровского электрического поля в хромосферной части токового контура петли существенно влияет на всю динамику вспышечного процесса. Задолго до наступления фазы «предварительного нагрева» возможно появление целого ряда низкопороговых неустойчивостей как низко-, так и высокочастотных. Среди них самым низким порогом обладает вторая гармоника чисто электронных наклонных квазибернштейновских мод, закон дисперсии которых учитывает влияние процессов диссипации. Показано, что использование в расчетах полуэмпирической модели атмосферы FAL, вместо ранее использовавшихся моделей MAVN и VAL, приводит к снижению порога неустойчивости по электрическому полю более чем на порядок.


 

Принят 16 июня 2010 г

 

20. В. А. Котов1, М. Ю. Скульский2
ВИБРАЦИИ СОЛНЦА, ЭКЗОПЛАНЕТНЫЙ МИР И ОДИНОЧЕСТВО ЧЕЛОВЕКА.
1НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым 298409,
2Национальный университет ``Львовская политехника'', Львов 79013

 

Со времён Джордано Бруно мы привыкли к мысли, что человек в Космосе не одинок. И с нетерпением ждём контактов с ``братьями по разуму'', десятилетия ожидая сигналов от них. При этом принимается космологический принцип, гласящий, что Вселенная однородна и изотропна, что все точки пространства одинаковы, а Земля и Солнечная система ничем не выделены.

К началу 2010~г. открыто 424 планеты, обращающиеся вокруг других звёзд, что позволило выявить некоторые общие закономерности и отличия внесолнечных планетных систем от нашей системы. Естественен вопрос: можно ли указать критерий, по которому Солнечная система отличается от других планетных систем? Да, можно: недавно обнаружено, что планетные расстояния нашей системы подчиняются пространственному резонансу с масштабом L0 wpe41.jpg (721 bytes) c P0 » 9600 свет. сек. (c- скорость света, P0 = 9600 с - период пульсаций Солнца, имеющих космологическую природу). А как в других, экзопланетных мирах?

Наш анализ больших полуосей ``чужих'' планет показал, что их распределение не подчиняется L0 -резонансу. Они обнаруживают, однако, резонанс со шкалой L1 » 7440 свет. сек., значительно меньшей, чем L0 наших планет. Тогда как амплитуда L1-резонанса экзопланет невелика (значимость 3s ), амплитуда L0 -резонанса Солнечной системы очень значима (4s), причём с участием всех 11~орбит, включая орбиты кольца астероидов, Плутона и Эриды.

Существование шкал L0 и L1 может указывать на то, что к звёздам применима ``квантовая'' модель, сами же эти шкалы -- параметры волновых функций, описывающих поведение Солнца и звёзд как объектов, подчиняющихся не рациональным принципам ``классического'' мира, а особой, квантовой логике. Полезно также осознать мысль, что Солнечная система - уникальное явление, а мы - одни в Галактике и, не исключено, во всей Вселенной тоже. И признать, что наш ``дом'' Земля - особая планета, обладающая привилегированной системой отсчёта, о которой мечтали мыслители прошлых веков, но упорно отрицает теория относительности и стандартная космология.

Это делает тщетными упования XX~в. на существование в Космосе внеземных цивилизаций и возможные контакты с ними. По-видимому, Природа и Вселенная устроены не так, как придумано нами. Современные данные исследования экзопланет говорят о торжестве антропного принципа, успешно реализованного Природой в пределах Солнечной системы: Космос видится созданным как бы специально для нас.


 

Принят 17 июня 2010 г

 

21. К.И. Никольская.
СТАЦИОНАРНЫЙ СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР И КОРОНА МОГУТ ФОРМИРОВАТЬСЯ В РЕЗУЛЬТАТЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЯ ВЫСОКОСКОРОСТНЫХ ИЗВЕРЖЕНИЙ ФОТОСФЕРНОЙ ПЛАЗМЫ С СОЛНЕЧНЫМИ МАГНИТНЫМИ ПОЛЯМИ.
ИЗМИРАН. Троицк Московской обл. РФ. e-mail: knikol@izmiran.ru

 

Временные и пространственные вариации скоростей стационарного солнечного ветра (СВ) анализировались по данным измерений Ulysses/SWOOPS (01.1992 - 06.2009) в комбинации с практически синхронными IPS - наблюдениями (1994 - 1997) с целью поиска связи с солнечной активностью. Основные результаты следующие.

1. Значения скоростей СВ и пространственная локализация быстрых и медленных потоков в минимумах и максимумах циклов активности существенно различаются. В обоих минимумах активности и их окрестностях по обе стороны от максимума 23-го цикла на всех гелиоширотах вне пояса стримеров ( j Ј ±20° ё ±35°) регистрировался только высокоскоростной СВ со стабильными предельными значениями скоростей 700 - 800 км/с, которые методами IPS были прослежены вплоть до поверхности источника на r = 2.5RSun. В это время пределах пояса стримеров доминировали медленные потоки СВ (VСВ Ј 500км/с). Из тех же данных следует, что в максимуме 23 цикла и верхних частях ветвей роста и спада активности в гелиосфере наблюдался в основном медленный СВ (VСВ Ј 500км/с) с вкраплением высокоскоростных струй со скоростями 500 - 800 км/с, исходящих из средне- и низкоширотных корональных дыр (КД).

2. Сопоставление наблюдаемых скоростей СВ с магнитной обстановкой на поверхности Солнца показывает, что высокоскоростные потоки СВ 700-800 км/с исходят из областей Солнца эпохи минимума, где замкнутые магнитные поля либо очень слабы, либо вовсе отсутствуют (фоновые магнитные поля и поля на гелиографических полюсах Солнца). Быстрые потоки СВ (500-800 км/с) эпохи активного Солнца или внутри пояса стримеров минимума активности ассоциируются со средне- и низкоширотными КД. Медленный СВ связан с мощными магнитными полями активных областей и регулярными магнитными аркадами пояса стримеров, располагающимся в эпоху минимума над гелиоэкваторм.

3. Просматривается четкая связь: слабые замкнутые магнитные поля - высокоскоростной солнечный ветер - и наоборот, сильные замкнутые магнитные поля - медленный ветер, которая может быть преобразована к виду:

                    слабые замкнутые магнитные поля -быстрый СВ - слабая «холодная» корона

                                                                                                      и

                    сильные замкнутые магнитные поля - медленный ветер - яркая горячая корона, что указывает на ключевую роль магнитных полей в процессах образования короны и формирования скоростей солнечного ветра путем захвата первичных высокоскоростных потоков замкнутыми магнитными структурами или их торможения при непосредственном взаимодействии с фотосферными магнитными полями между поверхностью источника и поверхностью фотосферы. Начальные параметры первичных потоков - скорость и концентрация протонов: Vpo » 900km/s и Npo » 3·105cm-3.

Приводятся аргументы в пользу фотосферного происхождения первичных высокоскоростных потоков плазмы, гипотетический механизм генерации которых связывается с фрактальным характером фотосферной среды, в которой в присутствии силового поля может возникнуть тяга наружу в радиальном направлении, что приведет к нетепловому разгону потоков до высоких скоростей с их извержением во внешнюю атмосферу Солнца в виде первичного высокоскоростного СВ.


 

Принят 17 июня 2010 г

 

22. Л.А. Плюснина.
О ДОЛГОТНО-ВРЕМЕННЫХ ИЗМЕНЕНИЯХ СЕВЕРО-ЮЖНОЙ АССИМЕТРИИ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, lplus@iszf.irk.ru

 

Изучены изменения индекса асимметрии солнечной активности в зависимости от гелиодолготы и фазы 11-летнего цикла. В качестве исходных данных использован гринвичский ряд значений площади солнечных пятен за 1878-2009 годы.

Показано, что характер асимметрии может существенно различаться для эпох роста и спада 11-летних циклов.

Для некоторых циклов асимметрия ярче выражена в отдельных долготных интервалах. Рассмотрено возможное влияние характера распределения и реальных скоростей вращения ансамбля солнечных пятен на наблюдаемые в кэррингтоновской системе вращения гелиодолготные изменения индекса северо-южной асимметрии.


 

Принят 22 июня 2010 г

 

23. В.А. Козлов.
СЕМЕЙСТВА КОМЕТ И ГРАНИЦЫ ПЛАНЕТНОЙ СИСТЕМЫ СОЛНЦА.
Международный Центр астрономических и медико-экологических исследований , Херсон

 

Построенное с учётом последних открытий распределение афелиев кометных орбит по расстоянию от Солнца подтверждает наличие кометных семейств у всех четырёх планет-гигантов. Это позволяет рассматривать кометы в качестве индикаторов массивных тел Солнечной системы.

Обнаруженные автором транснептуновые семейства комет, указывающие на существование трёх неизвестных массивных планет, согласуются с другими независимыми данными о Солнечной системе и впервые конкретизируют границы планетной системы Солнца. Отмечается интересное соответствие расстояния до самой дальней гипотетической планеты современным представлениям о границах гелиосферы. 


 

Принят 05 июля 2010 г

 

24. В.Н. Криводубский.
О ЗАГАДКЕ ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОСТИ 23-ГО ЦИКЛА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
  Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, ул. Обсерваторная, 3, Kиев-53, 04053; e-mail: krivod1@observ.univ.kiev.ua

 

Как известно, продолжительность 23-го цикла солнечной активности составила около 13 лет и заметно превысила средний период солнечных циклов около 11 лет. Поэтому возникает необходимость объяснения аномалии периода 23-го цикла. Объяснение кажущейся аномалии можно получить на основе механизма aW -динамо солнечного цикла, который работает в конвективной зоне Солнца. Дифференциального вращения создает из полоидального магнитного поля тороидальное (W -эффект), тогда как спиральные конвективные пульсации, действуя на тороидальне поле, регенерирует новое полоидальное поле, противоположного направления по отношению к исходному (a-ефект), замыкая тем самым солнечный цикл. В результате возникает динамо-волна магнитного поля, распространяющаяся вдоль меридианов. Время распространения динамо-волны, которое играет роль периода цикла, определяется выражением Т»2p/{(1/2) |aдW /дr|}1/2, где a параметр спиральности конвенктивных движений, дW /дr-радиальный градиент угловой скорости. Следует иметь ввиду, что в нелинейном режиме возрастающее тороидальное магнитное поле B, ответственное за появление пятен на солнечной поверхности, подавляет параметр спиральности a, возбуждающий полоидальное поле. Магнитное насыщение a-эффекта описывается выражением a(b )=a0Ya(b), где a0 - “немагнитное” значение параметра спиральности, b=B/Beq - параметр нормализованного магнитного поля, Beq» v(4pr)1/2 - равно-распределенная магнитная индукция, возбуждаемая мелкомасштабными турбулентными пульсациями v, а  Ya(b)=15p/64b3 - нормализованная на единицу при b=0 функция магнитного насыщения a-эффекта (квенчинг-функция). Раннее мы показали, что расчетный период динамо-волны по порядку величины близок к 11 годам [Krivodubskij V.N. //Astron. Nachr. - 2005. - V. 326, No 1. - P. 61-74. При расчетах периода динамо-цикла значение параметра дW /дr мы брали из последних гелиосейсмологических измерений, а в качестве параметра a использовали свои собственные расчеты для модели конвективной зоны. Значение установившегося тороидального магнитного поля B мы определяли из баланса двух эффектов: магнитной плавучести и направленного вниз макроскопического диамагнитного вытеснения поля. И на его основании рассчитывали величины параметра b и квенчинг-функции Ya(b).

Однако, недавно в литературе появились данные о заметном временном возрастании величины магнитного поля пятен, что, в свою очередь, свидетельствует об усилении установившегося тороидального поля в подфотосферных слоях. Согласно последним исследованиям [Лозицкая Н.И. и др., Изв. КрАО, 2007, Т.103, № 4, С.59] на основании данных наблюдений четырех обсерваторий на фазе роста 23-го цикла (в период с 1996 по 2004 гг.) найден достоверный рост среднегодового значения модуля магнитных полей солнечных пятен Bsp. За это время рост величины Bsp составил около 13 % (2700 - 2400 Гс = 300 Гс). Поэтому параметр нормализованного магнитного поля bsp=Bsp/Beq возрос в 1,13 раза по сравнению с его значением в эпоху минимума 23-го цикла. Соответственно квенчинг-функция, которая пропорциональна b-3, уменьшилась в 1,44 раза: Ya23max(bsp)»0,7Ya23min(bsp). В таком случае расчетный динамо-период 23-го цикла должен увеличиться в [0,7 ]-1/2  » 1,2 раза. Если исходить из среднего значения периода солнечных циклов Т »11 лет, то для 23-го цикла получаем продолжительность динамо-периода около 13 лет.

Таким образом, кратковременное возрастание модуля магнитных полей пятен (на 300 Гс) в первой половине 23-го цикла привело к уменьшению величины параметра a-эффекта, управляющего периодом цикла в рамках модели aW -динамо. Рассчитанная длительность динамо-цикла с учетом магнитного альфа-квенчинга увеличилась приблизительно на 2 года в сравнении со средним значением периода солнечных циклов (11 лет) и составила ~13 лет.


 

Принят 07 июля 2010 г

 

25. М.И. Стодилка.
ВЛИЯНИЕ МЕЛКОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА ОБРАЗОВАНИЕ ПРОФИЛЕЙ СТОКСА В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА.
  Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко г.Львов, ул. Кирила и Мефодия, 8, 79005, Россия e-mail: sun@astro.franko.lviv.ua

 

Мелкомасштабные магнитные поля, которыми заполнена спокойная фотосфера Солнца, переменны как в пространстве, так и во времени. При наблюдениях с низким или недостаточным пространственным разрешением эти поля можно рассматривать как флуктуационные. При прохождении луча света сквозь такую неоднородную солнечную фотосферу флуктуационная компонента фотосферного магнитного поля будет влиять аналогично микротурбулентности на образование магниточувствительных спектральных линий. Магнитное поле вызывает зеемановское расщепление энергетических уровней атома и соответствующее расщепление и поляризацию спектральных линий, которые образуются в солнечной атмосфере.

В работе получена аналитическая оценка интегрального влияния мелкомасштабных магнитных полей на обобщенные профили матрицы полного поглощения.

Проведено исследование неравновесного образования профилей Стокса магниточувствительных линий Fe I в условиях невозмущенной фотосферы Солнца при наличии мелкомасштабных магнитных полей.


 

Принят 07 июля 2010 г

 

26. М.И. Стодилка.
ПРОГНОЗ СРЕДНЕСУТОЧНОГО ПЛАНЕТАРНОГО AP-ИНДЕКСА.
  Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко г.Львов, ул. Кирила и Мефодия, 8, 79005, Россия e-mail: sun@astro.franko.lviv.ua

 

Исследование проблем солнечно-земных связей имеет как теоретический, так и прикладной аспект - использование существующей информации и базы данных для прогноза космической погоды. Большинство таких прогнозов основано на использовании эмпирических правил и закономерностей.

Мы рассматриваем линейную прогностическую модель, в которой будем использовать только регрессоры, отвечающие физическим параметрам. Полагаем, что геомагнитное возмущение на данный момент времени (сутка) определяется параметрами солнечной активности и значениями соответствующего геомагнитного возмущения за предыдущие моменты времени (среднесуточные значения). Далее будем использовать центрированные и нормированные на s физические параметры x, тогда уравнение регрессии прогностической модели с неизвестными коэффициентами c имеет вид:

                                                                  y = X·c,

де y - спрогнозированные значения соответствующего геомагнитного возмущения. Полученные уравнения позволяют подобрать такие неизвестные коэффициенты ci, которые дают наименьшую ошибку прогноза. Поскольку число записанных уравнений намного больше числа неизвестных, то система уравнений решается методом невязки:

                                                                c=(XT·X+a)-1·XT·y.

Полученные коэффициенты ci определяют прогностическую модель из заблаговременностью не меньшей одной сутки. Параметр регуляризации a определяется на тестовой выборке.

Получены оценки ошибки прогноза среднесуточных значений планетарного Ар-индекса, представлены результаты влияния на качество прогноза высокочастотной фильтрации входных данных, по которым строится прогностическая модель.


 

Принят 07 июля 2010 г

 

27. А.А. Баран.
СТРУКТУРА И ЭВОЛЮЦИЯ КОНВЕКТИВНЫХ ЯЧЕЕК В СОЛНЕЧНОЙ ФОТОСФЕРЕ.
  Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко

 

Пространственно-временные вариации физических параметров фотосферы Солнца воспроизведены по профилям линии нейтрального железа l»532.42 нм с применением инверсной процедуры.

Проанализировано горизонтальне распределения температуры и лучевых скоростей внутри конвективных ячеек грануляционных масштабов на высоте 0км < h < 400 км. Распределения в большинстве случаев совпадают, но обнаружены некоторые несоответствия температурной структуры относительно структуры вертикальных скоростей уже на высоте h < 0км: их ширина не всегда совпадает, центры этих структур могут быть смещены на DX >- 500 км; более того, обнаружена асимметрия распределения конвективных скоростей внутри больших грануляционных ячеек (размером около 1''.5 и более), в то время как распределение температуры более симметрично. Исследованы изменения структур по высоте, учитывая инверсию температуры и уменьшения вариаций скорости в более высоких слоях фотосферы.

Изучено временные изменения распределений температуры и скорости на исследуемых высотах. Найдено все возможные способы формирования ячейки и ее распада. Обнаружено, что малые ячейки (размером менее 1''.5) чаще всего возникают самопроизвольно в межгрануляционной среде или с остатка предыдущей ячейки, достигают максимальных значений и растворяются в среде опять; зарождение и распад больших ячеек происходит, как правило, путем слияния и разделения.


 

Принят 19 июля 2010 г

 

28. Т.Е. Вальчук.
ОСБЕННОСТИ ЗАВЕРШАЮЩЕГОСЯ МИНИМУМА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова РАН, г.Троицк Московской обл., valchuk@izmiran.ru

 

Эпоха минимума 23-го цикла солнечной активности (СА) с начала 2010 года демонстрирует слабый рост пятнообразовательной деятельности, хотя длительные периоды, например с 15 апреля по 27 апреля, с 9 по 19 мая 2010 года - Солнце оставалось беспятенным. Рост среднемесячных чисел Вольфа заметен в сравнении с 2008-2009 годами, но пока не достиг даже уровня 2006 года. Максимумы международных ежедневных значений относительного числа солнечных пятен в протекших месяцах 2010 года варьируют: январь - от 0 до 30 (10 дней с W=0), февраль - от 8 до 39, март и апрель - от 0 до 25 ( в марте 2, а в апреле 12 дней с W=0), май - от 0 до 32 (12 дней с W=0), в июне W достигло 33, но и беспятенные дни тоже были (всего 2 дня).

Так выглядит минимум 23 цикла СА в числах Вольфа и радиоизлучении по среднемесячным данным. Июль 2008 г. - август 2009 г. - эпоха минимальных наблюденных значений индекса F10.7 и чисел Вольфа, она длилась 14 месяцев. Начало 2010 г. по уровню величин и их ходу сходно с началом 2007 г. Полагаем, что имеются предпосылки к дальнейшему росту солнечной активности: это нарастание вспышечной активности и выбросов корональной массы. На синоптических картах поля на поверхности источника с Кэррингтоновского оборота №2090 до последнего №2096 видны отчетливые трансформации нейтральной линии, связанные с ростом СА. Фаза предельного уплощения гелиосферного плазменного слоя явно завершена - это свидетельство начала развития ветви роста 24 цикла. Выбросы волокон участились, вспышки становятся более мощными. Геомагнитная активность (ГА) пока очень низкая. Минимальные значения сезонных максимумов ГА достигнуты в 2009 году. Из совокупного анализа особенностей минимума и фрактальных расчетов по данным плазмы СВ прогнозируем нарастание СА. Оценки фрактальной размерности потоков СВ подтверждают выводы о растущей стохастичности потоков в 2010 г., что свидетельствует о начале ветви роста 24 цикла СА.


 

Принят 19 июля 2010 г

 

29. И.А. Еганова1, В.Н. Самойлов2, В. Каллис2, В.И. Струминский1, В.И. Ханейчук3, А.Н. Бабин3.
ФАКТОР СОЛНЦА В ДИНАМИКЕ СОСТОЯНИЯ НАЗЕМНЫХ СИСТЕМ.

1ИМ им. С.Л.Соболева СО РАН (Новосибирск),
2
НЦеПИ ОИЯИ (Дубна),
3
НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым 298409
 

Являющаяся одной из актуальнейших задач современной мировой науки разработка корректных прогнозов динамики состояния окружающей среды не возможна без знания фундаментальных временных закономерностей, присущих существованию естественных систем. Поэтому исследование математической структуры временных рядов, описывающих поведение ключевых характеристик различных природных систем и процессов, приобретает всё большую значимость. В частности, усилился интерес к феномену Хёрста - открытому в середине прошлого века факту, что временные ряды, описывающие природные процессы, имеют статистические характеристики, свидетельствующие о том, что эти процессы не относятся к числу чисто случайных процессов. И если прежде старались объяснить феномен Хёрста с помощью статистических моделей и идей, в настоящее время идет поиск физически обоснованных причинных связей природных процессов. Так, изучая вопрос о причинах глобальных климатических изменений, проф. В.Александер (W.Alexander), сопоставив результаты анализа Хёрста, который рассмотрел множество разнообразных природных процессов, усмотрел действие доминирующего фактора - Солнца. Цель предлагаемого доклада - представить некоторые результаты R/S-анализа данных комплексного геофизического мониторинга ДУБНА-НАУЧНЫЙ-НОВОСИБИРСК, которые выявили доминирующую роль фактора Солнца в динамике состояния наземных систем, и продемонстрировать актуальность изначальной ориентации на специфические свойства временного аспекта физической реальности. В частности, использование метода нормированного размаха (R/S-анализ) для изучения структуры суточных рядов мониторинга (массы минералов M и напряженности квазистатического электрического поля атмосферы E при контролирующихся условиях наблюдения) дало возможность увидеть:

1) временной интервал в 160 мин, известный как период пульсаций Солнца, может рассматриваться как элемент суточной структуры динамики величин M и E;

2) при изучении суточной структуры рассматриваемых физических величин начало суток целесообразно задавать в соответствии с местным временем точки наблюдения, что также указывает на проявление фактора Солнца во временной (суточной) структуре величин M и E;

3) эмпирический закон Хёрста (в том числе величину показателя Хёрста) следует трактовать, исходя из физического смысла функции, на которой основывается метод нормированного размаха: в докладе показывается, что она, по своему математическому определению, фактически описывает с помощью общепринятых математических средств временную структуру физической величины, которую задаёт рассматриваемый временной ряд, а закон Хёрста описывает поведение размаха вариации несимметричности этой физической величины относительно её среднего значения как функции числа наблюдений.


 

Принят 19 июля 2010 г

 

30. И.А. Еганова1, В.Н. Самойлов2, В. Каллис2, В.И. Струминский1, В.И. Ханейчук3, А.Н. Бабин3.
КОЛЬЦЕОБРАЗНОЕ ЗАТМЕНИЕ СОЛНЦА 15 ЯНВАРЯ 2010 ГОДА В ДАННЫХ МОНИТОРИНГА ДУБНА-НАУЧНЫЙ-НОВОСИБИРСК.

1ИМ им. С.Л.Соболева СО РАН (Новосибирск),
2
НЦеПИ ОИЯИ (Дубна),
3
НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым 298409
 

Информация комплексного геофизического мониторинга ДУБНА-НАУЧНЫЙ-НОВОСИБИРСК представляет собой совокупность синхронных (по Гринвичу) суточных временных рядов восьми физических характеристик: массы (веса) M определённого минерала (минерального агрегата), напряжённости E квазистатического электрического поля атмосферы в двух диапазонах, температуры Tm и относительной влажности Фm в помещении, в котором установлена комплексная информационно-измерительная система, ведущая мониторинг, температуры  Tout и относительной влажности Фout в атмосфере, атмосферного давления P и освещённости S земной поверхности. Длина временного ряда определяется задающимся режимом записи измерений; обычно запись производится каждые 10 с. Измерения ведутся синхронно в трёх географических пунктах, фигурирующих в названии мониторинга. Суточная естественная динамика величин M и E исследуется как реакция соответствующих систем на гео- и космофизические процессы, и астрономическое явление экранирования Солнца Луной предоставляет уникальную возможность - наблюдать по данным мониторинга как отражается “выключение” процессов, происходящих на Солнце, на поведении M и E. В предлагаемом докладе обсуждаются данные мониторинга во время длительного кольцеобразного затмения 15 января 2010 г. в Новосибирске. Они подтвердили результаты, полученные во время полного солнечного затмения 1 августа 2008 г., когда в Дубне и Научном наблюдались частные затмения с фазой 0,58 и меньше 0,3, соответственно, а именно:

1) фактор Солнца, по-видимому, доминирует в суточной динамике массы - при полном затмении наблюдавшееся падение величины M полностью прекратилось, при существенном частном затмении (фаза 0,58) скорость падения замедлилась, при несущественном (фаза меньше 0,3) - влияние экранирования Солнца Луной не фиксировалось;

2) за час до полного затмения Солнца напряжённость E квазистатического электрического поля атмосферы резко падает до нуля и дальше - в область отрицательных значений, а ритм его колебаний замедляется, продолжительность этого спада соответствует продолжительности затмения, восстановление величины E происходит столь же резко, как и падение; при частном затмении это явление не наблюдается.


 

Принят 29 июля 2010 г

 

31. Е.А. Исаева, Ю.Т. Цап.
СПОРАДИЧЕСКОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ И ПРОИСХОЖДЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ.

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

На основе данных наблюдений мировой сети службы Солнца проведен статистический анализ 107 протонных событий за период с 1989 по 2005 г. Исследованы зависимости значений потока протонов в межпланетном пространстве от максимума континуального декаметрового излучения, а также скорости частотного дрейфа всплесков II типа в диапазоне 25-180 Мгц. Установлено, что для полной выборки протонных событий связь между изучаемыми параметрами отсутствует. Однако в случае предположения о существовании двух выделенных типов событий коэффициенты корреляции для интенсивности континуальных декаметровых всплесков достигают 0.55 и 0.63, а скоростей частотного дрейфа всплесков II типа - 0.70 и 0.87 соответственно. По мере увеличения энергии протонов обнаруженные корреляции усиливаются. Результаты свидетельствуют, что ускорение солнечных космических лучей происходит на фронтах ударных волн. Происхождение двух типов протонных событий объясняется различием в механизмах генерации ударных волн, которые могут возникать либо вследствие взрывного вспышечного энерговыделения, либо под действием выбросов корональной плазмы.


 

Принят 02 августа 2010 г

 

32. А.Н. Шаховская 1, М.А. Лившиц2.
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ СВИДЕТЕЛЬСТВА В ПОЛЬЗУ ВЗАИМОСВЯЗИ ВЫСОКОЭНЕРГИЧНЫХ ПРОЦЕССОВ И ФОРМИРОВАНИЯ БЫСТРОГО КРУПНОМАСШТАБНОГО СМЕ.

1НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым 298409,
2Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова РАН, г.Троицк Московской обл.
 

Достаточно мощное нестационарное событие на Солнце можно рассматривать как совокупность одного или нескольких СМЕ и собственно вспышки - системы петель, заполненных горячей плазмой. Предлагается схема развития во времени такого события с рентгеновской вспышкой балла выше М1. Эти представления обосновываются на примере анализа комплексных наблюдений Солнца, проведенных в последние годы. Развивается введенное ранее понятие импульсивности, как одной из характеристик вспышки. Показано, что физически значимым является не просто скорость возрастания потока жесткого рентгеновского излучения, а количество жестких всплесков и полное число фотонов (флюенс) в рассматриваемом явлении. Это приводит к достаточно большим плотностям плазмы в верхней части петель, соответственно, к приближению магнитного бета к 1, и последующему формированию быстрого СМЕ. Общая масса выносимого наружу вещества может превышать 1016 грамм, как в событии 14 июля 2005 года, после 11 UT. Обсуждается возможная связь между таким быстрым СМЕ и развитием самой вспышки на стадии ее затухания. Рассматриваются несколько возможных механизмов формирования и длительного существования постэруптивных аркад.


 

Принят 22 августа 2010 г

 

33. Б.М. Владимирский.
БОЛЬШИЕ МАКСИМУМЫ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ И СОЦИОДИНАМИКА КУЛЬТУРЫ.

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

Абстракт. Глобальные индексы творческой продуктивности Ч.Мэррея использованы для исследования зффектов продолжительных максимумов солнечной активности (1125,1375,1535,1615,1775 и 1845 г.). Найдено, что возрастания солнечной активности сказываются на различных видах духовной активности по-разному, но, как правило, средний рейтинг творческих личностей в эпоху максимума падает. Максимум 765 г. прослеживается и для культурных показателей Нового Света. Для 11-летнего периода найдено существенное различие между четными и нечетными циклами.


 

Принят 22 августа 2010 г

 

34. Ю.Т. Цап1, А.В. Степанов2.
ОТРАЖЕНИЕ АЛЬВЕНОВСКИХ ВОЛН И ТУРБУЛИЗАЦИЯ ПЛАЗМЫ В КОРОНАХ СОЛНЦА И ЗВЕЗД.

1НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым 298409,
2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, Санкт-Петербург

Нелинейное взаимодействие, распространяющихся в противоположных направлениях альвеновских мод, может играть важную роль в нагреве корон и ускорении солнечного и звездного ветров благодаря развитию каскадного процесса и турбулизации плазмы. В представленной работе на основе идеальной магнитной гидродинамики рассматривается происхождение отраженных альвеновских волн в коронах Солнца и звезд. Используя ВКБ-приближение, получено решение линейного волнового уравнения в случае стратифицированной изотермической атмосферы, которое согласуется с полученными ранее результатами. Найдены условия применимости приближения локального волнового числа. Исходя из решений Ферраро-Пламтона и Холлвега, а также критического анализа соотношений в переменных Эльзассера, показано, что альвеновские возмущения не испытывают непрерывного отражения, а трансформируются в моды промежуточного типа, обладающие свойствами колебаний и бегущих волн. Получены указания, свидетельствующие в пользу возникновения распротраняющихся к Солнцу альвеновских волн вследствие параметрического резонанса с акустическими модами.


 

Принят 25 августа 2010 г

 

35. Ц.С.Хецуриани1, Э.И.Тетруашвили1, К.И.Никольская2, Н.Б.Ограпишвили1.
СТРУКТУРА И ДИНАМИКА КОРОНАЛЬНОЙ ЧАСТИ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ 06.11.1979 ПО НАЗЕМНЫМ СПЕКТРАЛЬНЫМ НАБЛЮДЕНИЯМ.

1Абастуманская Астрофизическая Обсерватория, Абастумани, Грузия,
2Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн (ИЗМИРАН). natelaograp@yahoo.com

Представлены результаты анализа синхронных наземных спектрографических и фильтровых наблюдений лимбовой солнечной вспышки 6.11.1979г.

Наблюдений проводились одновременно с помощью Нa - ИПФ фильтра (АФР-2 и АФР-3 Абастуманской астрофизической обсерваторий- АБАО) и малом незатменного коронографа типа Лио АБАО. Объектив коронографа однолинзовый со светосилой 1/26, диаметр изображения Солнца -33 мм, дисперсия спектрографа 4A /мм . Спектральная щель - концентрическая и позволяет фотографировать корональные и хромосферные линии в интервале позиц. углов ±200 от центра щели , на высотах над лимбом от 5" до 2' .Наблюдательный материал : Нa -фильтрограммы полного диска Солнца - временная серия позволяет ведет эволуционные измерения вспышечных структур и движение хромосферных масс в области вспышки над лимбом.

Эмиссионные спектральные линий хромосферы, короны и переходной обл. xром.-кор.- в позиционных углах вспышки Р= 450-750 на высотах 5" - 2' , дают Те , МЕ. nVt в различных образованях вспышки.

В результате детального анализа материалов спектральных внезатменных наблюденый лимбовой вспышки пришли к выводу: плазма вспышки была сосредоточена в разнотемпературных изотермических петлях, по всей их длине. Изолированные друг от друга «горячие» и «холодные» вспышечные петли наблюдались в непосредственной близости.

Более горячие корональные петли расположены ближе к центральной части активной обдасти. Чем гелиево-водородные (хромосферные).

В Нa -петлях обнаружено движение вещества снизу вверх. Достигнув вершины петли, плазма двигалась в том же направлении, теперь уже вниз. Предположения о том, что вспышечный процесс начинается в вершинах петель не потверждается.