Принят 07 февраля 2011 г.  

 

1. В.А. Котов1, Ф.М. Санчез2, К. Бизуар3
11-ЛЕТ: ПРОГРАММИРОВАННЫЙ ЦИКЛ СОЛНЦА?
1НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым,
2Бывший сотрудник Парижского университета, ав. д'Иври 20, Париж75013,
3Парижская обсерватория, ав. Обсерватория 61, Париж 75014

По выражению Обридко [1],``11-летний солнечный цикл, вероятно, является самым известным квазипериодическим явлением на Солнце, а может быть, и в астрофизике вообще.'' Сейчас цикл принято объяснять только с точки зрения одной ``универсальной отмычки'' динамо-механизма с участием полярных переполюсовок, описываемых моделью Бэбкока-Лейтона. Всем иным предположениям приклеивается ярлык недоразумения или ``интеллектуально неполноценного направления, не относящегося к рациональной науке'' (цит. [2]. В итоге механизм магнитного динамо превратился в солнечную ``религию'', исключающую серьёзное обсуждение и поиск иных истолкований и механизмов, лежащих в основе цикла

Нами рассмотрены эпохи экстремумов чисел Вольфа за последние 400 лет. Показано, что начальная фаза цикла с периодом PW = 11.07(4) г. сохранялась со времён Галилея, что говорит о справедливости идеи Дикке [3] о некоем ``часовом механизме'', спрятанном в солнечных глубинах (или вне Солнца) и задающем начальную фазу. Это не может быть объяснено в рамках локальной физики и представлений прошлого века о механизме цикла, основанном на теории динамо и модели цикла Бэбкока-Лейтона.

Выдвинуто предположение, что цикл имеет космическую (космологическую) природу. На это указывает и согласие периода с голографической временной шкалой Вселенной, в годах,

                                                                                                                             (1)     

где a0, и R - радиус первой боровской орбиты атома водорода и наблюдаемой Вселенной соответственно, c- скорость света. Указано также на другие чёткие голографические соотношения, включающие a0, R, PW , длину волны микроволнового фонового излучения (с температурой 2.7~K) и период 9601 с пульсаций Солнца. Истинная физическая природа ``задающего'' механизма цикла может быть понята, наверное, лишь на основе современных представлений о нелокальности Мира, вытекающих из теоремы Белла и достижений квантовой механики на рубеже XX-XXI~вв., а также из голографической модели Вселенной, свободной от c[4].

1. Обридко В. Н. //  Плазменная гелиогеофизика. Т. 1.- М.: Физматлит, 2008. С. 41.

2. Чайковский Ю. // Наука и жизнь. 2009. №~3. С. 40.

3. Dicke R. H. // Nature. 1978. V. 276. P. 676.

4. Sanchez F., Kotov V., Bizouard C. // Galilean Electrodynamics. 2009. V. 20. N. 3. P. 43.


 

Принят 11 февраля 2011 г.  

 

2. М.Ю. Скульский
О 160-МИНУТНЫХ ПУЛЬСАЦИЯХ СОЛНЦА И ВОЛНОВОЙ СТРУКТУРЕ ПЛАНЕТНОЙ СИСТЕМЫ.
Национальный университет «Львовская политехника», Россия

Предпринята попытка физического толкования явления L0-резонанса (Котов и Кучми, 1985; Котов, 2007), рассмотренного как следствие распространяющейся волны l = L0 = cP0 =19.24 а.е., где - скорость света и P0=160 минут - период пульсаций Солнца. Согласно L0 -резонансу, расположение планет в Солнечной системе (СС) повинуется двум закономерностям. Одна из них соотносит окружности орбит внутренних планет в виде 2pa = l /n, а другая упорядочивает сечения орбит внешних планет: 2a = nl, где a - большая полуось орбиты, n -целые малые числа. Представив закономерность для внешних планет в виде a = nl/2, получим, что она располагает эти планеты на расстояниях от Солнца, кратных четверти или половине волны (Юпитер - l/4, Сатурн - l/2, Уран - 2l/2, Нептун - 3l/3). Это оказалось справедливым и для наибольших транснептуновых объектов, и для семейств комет. Исходя из этого, можно заключить, что в основе физического механизма структуризации СС могло лежать явление, родственное стоячим волнам, где lsw = l/2. Это нельзя применить к расстояниям от Солнца до внутренних планет, так как они меньше l/4. Однако, согласно закономерности для окружностей орбит 2pa = l /n, длина орбиты для Марса непосредственно равна длине стоячей волны 2*l/4  = l /2; для Венеры она равна l/4, Земли - 4(l/4)/3 = l/3 и Меркурия - (l/4)/2, что соответственно соразмерно первой, второй и третьей гармоникам основного тона стоячей волны. При этом длины орбит внутренних планет от Меркурия до Марса выражаются простыми числами m = 3, 6, 8, 12 в модифицированной закономерности для окружностей внутренних планет 2paml1sw, где 12l1sw = lsw = l/2. В своей совокупности результаты такого представления с достаточной точностью согласуются в едином физическом механизме волновой структуризации планетной системы. Показано также, что периоды собственных колебаний Солнца и планет или почти совпадают с P0 -периодом глобальных пульсаций Солнца, или являются его первыми гармониками, отражая всеобъемлющий резонанс этих колебаний. Сделано предположение, что независимо от природы волн 160-минутных пульсаций Солнца, в ритме их стоячих волн наша планетная система могла быть, не только сформирована и структурирована в две группы планет, но и как колебательная резонансная система сохранена от «разбаланса» в течение миллиардов лет. Исходя из этого, предложен сценарий образования планет при более мощных волнах P0  -периода на начальной стадии эволюции СС. Таким образом, явление L0 -резонанса можно рассматривать как результат волновой структуризации СС. Однако вопрос о природе волн P0 -периода пульсаций Солнца и соответствующих им стоячих волн остается открытым - имеются трудности интерпретации как в гипотезе их электромагнитного, так и гравитационного происхождения.

Котов В.А. Изв. Крым. Астрофиз. Обсерв. 2007, Т.103, С.125.
Котов В.А., Кучми С. Изв. Крым. Астрофиз. Обсерв. 1985. Т. 72. С. 199.


 

Принят 09 мая 2011 г.  

 

3. Г.С. Курбасова1, С.П. Корсакова2, М.Н. Рыбалова1, Г.Н. Шликарь1
ПРОСТРАНСТВЕННО-ВРЕМЕННЫЕ СВЯЗИ В СТРУКТУРЕ 80-ЛЕТНЕГО ВРЕМЕННОГО РЯДА НАБЛЮДЕНИЙ ЛОКАЛЬНЫХ ПРИЗЕМНЫХ ТЕМПЕРАТУР ВОЗДУХА.
1НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым,
2 “Никитский сад” ЦГМ в АРК

Земля непрерывно получает от Солнца почти неизменный поток энергии, обеспечивающий наблюдаемый уровень освещённости и среднюю температуру её поверхности.

Количество солнечной энергии поступающей на поверхность Земли распределяется неравномерно и зависит, прежде всего, от положения Земли на орбите, скорости её вращения, локальных и региональных условий.

Резкое возрастание глобальной приземной температуры воздуха за последние 30 лет вызвало локальные климатические изменения, которые существенно сказались на состоянии природной среды и экономики.

В настоящей работе обсуждаются результаты анализа 80-летнего временного ряда приземных температур воздуха с целью установления пространственно-временных связей с глобальными геофизическими, атмосферными и гелиофизическими процессами. (Источник данных: “Никитский сад” ЦГМ в АРК).

Построена модель, приближающая экспериментальные измерения приземных температур воздуха на интервале 80 лет в п. Никитский сад с относительной погрешностью 8% и выполнена экстраполяция среднегодовых температур. Результаты экстраполяции сопоставлены с прогнозами, вычисленными с помощью физических моделей.


 

Принят 15 мая 2011 г.  

 

4. К.И. Никольская
ОБЛАСТИ НА СОЛНЦЕ, ОТВЕТСТВЕННЫЕ ЗА ПОТОКИ СТАЦИОНАРНОГО СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
СО СКОРОСТЯМИ 700-800 КМ/С.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН. ИЗМИРАН, Троицк Московской обл., 142190, РФ.
knikol@izmiran.ru

В процессе 17-летнего зондирования гелиосферы с борта экстраэклиптического КА Ulysses было обнаружено, что картина распределения скоростей солнечного ветра (СВ) по гелиоширотам зависит как от фаз циклов солнечной активности, так и непосредственно от характера магнитных полей Солнца. В обоих минимумах активности (до и после максимума 23-го цикла) на гелиоширотах вне пояса стримеров, вплоть до j = ±80o, СВ состоял только из высокоскоростных потоков со скоростями 750 ± 50 км/с (один из важнейших результатов). Внутри же пояса стримеров в эпохи минимума и на всех гелиоширотах в периоды высокой активности доминировал медленный СВ(<500 км/с) с вкраплениями быстрых потоков (500-800 км/с), приходящих из корональных дыр (КД). Таким образом, КД оказались не единственными источниками быстрого СВ вопреки утвердившейся точке зрения. Таких источников, связанных с солнечными магнитными полями разных типов, по крайней мере, три:

1. Полярные КД спокойного Солнца. VСВ = 700-800 км/с. Магнитные поля (МП) - открытые полярные конфигурации поля магнитного диполя на гелиоширотах ±(79-90)°.

2. Области фонового (спокойного без активных областей) Солнца - между поясом стримеров и полярными КД.  VСВ = 700-800 км/с. Корональные арки фоновых (МП) полей, ответственные за фоновую корону, - результат взаимодействий элементов магнитной сетки спокойного Солнца. Высота арок ФМП h Ј 50Мм (Ј 0.1RSun). Напряженность магнитного поля в них достаточна для обеспечения наблюдаемой яркости спокойной короны на лимбе. При этом большая скважность распределения корональных арок ФМП по поверхности Солнца делает фоновую корону легко проницаемой для потоков СВ, о чем свидетельствуют незначительные вариации скоростей СВ: ±50 км/с.

3. КД эпох высокой активности на любых гелиоширотах и низкоширотные КД слабоак-тивного Солнца. Хотя скорость СВ в них VСВ=500-800 км/с, наш анализ ограничен потоками со скоростями 700-800 км/с. Рассмотрение показало, что потоки стационарного СВ со скоростями 700-800 км/с эпох высокой активности, как правило, являются рекуррентными и ассоциируются с рекуррентными КД. Рекуррентные же КД всегда локализуются на гелиодолготах с минимальным значением индекса солнечной активности F10.7см в соответствующем Кэррингтоновском обороте, что подтверждает связь КД этого класса с активными областями. Магнитные поля таких КД это поля активных областей (АО), их окружающих. Униполярные (открытые) магнитные конфигурации - формируются на стыке периферийных частей одинаковой полярности двух или большего числа АО. Основные выводы.

1. Роль магнитных полей Солнца как регулятора скоростей потоков СВ несомненна.

2. Солнечные магнитные поля различной природы, с которыми ассоциируются высокоскоростные потоки СВ 700-800 км/с имеют одно общее свойство - СВ проходит сквозь них практически без потерь скорости.

Работа выполнена на основе данных измерений скоростей СВ Ulysses/SWOOPS и SOHO/PM, изображений Yohkoh, SOHO/EIT, магнитограмм NO Kitt Peak и SOHO/MDI, а также [1,2,3]

1. Benevolenskaya E.E. Polar magnetic flux from SOHO/MDI data. In Proceedings of IAU Symposium No.223, 2004. p.87-88. 2004.

2. C.J. Schrijver, A.M. Title. Solar Phys., 207, 223-240. 2002.

3. R.M. Close, C.E.Parnell, D.H. Mackay, E.R. Priest. Solar Phys., 212, 251-275, 2003. and others.


 

Принят 15 мая 2011 г.  

 

5. А.К. Свиржевская, Г.А. Базилевская
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ В АТМОСФЕРЕ И СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ В 2007-2011 ГГ.
Учреждение Российской академии наук Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва

Минимум между 23 и 24 циклами солнечной активности был необычайно длительным и глубоким, что нашло отклик в модуляции потоков галактических космических лучей (ГКЛ) на орбите Земли. Одной из особенностей, никогда ранее не наблюдаемой в течение более чем полувекового мониторинга ГКЛ, стало необычное соотношение между потоками КЛ низких энергий, измеренных на баллонах (ФИАН им. П.Н. Лебедева) - с одной стороны - и КЛ высоких энергий, измеренных на нейтронных мониторах - с другой стороны. Этот эффект наблюдался также на спутнике АСЕ. Потоки КЛ малых энергий стали быстро возрастать в 2008 г. на фоне сравнительно малого роста КЛ высоких энергий. Это означает, что энергетический спектр модуляции ГКЛ изменился. Рост потоков КЛ продолжался до начала 2010 г., достигнув рекордных значений, и сменился резким спадом, характерным для циклов солнечной активности с отрицательной полярностью магнитного поля в северном полушарии Солнца (А<0). Физические условия в гелиосфере в 2008-2010 гг. характеризовались постоянным уменьшением значения индукции гелиосферного магнитного поля вплоть до рекордных значений 3.6 нТ, но довольно высокими значениями наклона гелиосферного токового слоя вплоть до начала 2008 г. (~ 13 град.). Затем последовало резкое уменьшение наклона токового слоя до ~ 5 град. В это же время резко упала скорость солнечного ветра.

Безусловно, в необычной модуляции ГКЛ сыграли роль диффузия, конвекция и дрейф в гелиосфере, но близость по времени падения наклона токового слоя и изменения спектра модуляции ГКЛ могут указывать на существенную роль дрейфа КЛ на токовом слое в этом эффекте. До настоящего времени не существует модели, которая могла бы воспроизвести энергетическую зависимость модуляции ГКЛ в 2008-2009 гг.


 

Принят 15 мая 2011 г.  

 

6. М.А. Винник
ВИРТУАЛЬНАЯ «АСТРОЛАБОРАТОРИЯ».
Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Москва

В современных условиях, одним из приоритетных направлений развития среднего и высшего профессионального образования является интеграция современных информационных технологий с образовательным процессом. Это затрагивает не только традиционные, но и новые формы обучения.

В качестве примера можно рассмотреть разработанный с применением современной САПР-системы комплекс виртуальных лабораторных работ «Астролаборатория», предназначенный для высших и средних учебных заведений (свидетельство о государственной регистрации № 2010620442). «Астролаборатория» включает в свой состав электронные лабораторные работы по Солнечной системе и Солнечно-земным связям.

В качестве основы современной «Астролаборатории» выбрана система T-FLEX CAD. Система T-FLEX CAD имеет уникальный функционал, позволяющий создавать трехмерные модели любой сложности, а также и прикладные программы для решения задач пользователя. Прикладные программы имеют стандартный для Windows-приложений интерфейс; могут быть интегрированы в среду T-FLEX CAD; позволяют управлять трехмерной моделью.

В состав информационной среды «Астролаборатория» входят: 1. методическое обеспечение (инструкции, обеспечивающие функционирование системы); 2. информационное обеспечение (базы, банки данных необходимые при проведении лабораторных работ); 3. программное обеспечение (функциональные настройки и возможности информационной среды).

Ядром информационной системы «Астролаборатория» является информационное обеспечение, которое в сочетании с ядром геометрического моделирования CAD-системы, обуславливает функционирование информационной среды. Каждая работа в информационной среде «Астролаборатория» имеет унифицированную структуру, что позволяет в короткие сроки настроить информационную среду под решение конкретных задач.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

7. D. Banerjee, R. Bondyopadhaya
TROPICAL CYCLONES IN BAY OF BENGAL AND INDIAN OCEAN AND SOLAR INFLUENCE ON IT.

A prominent example of extreme weather event in India is Cyclonic Storm.

In this paper the characteristics of distribution of tropical Cyclonic Storm (CS), Severe Cyclonic Storm(SCS), Very Severe Cyclonic Storm(VSCS) and Super Cyclonic Storm(SuCS) over Bay Of Bengal(BOB) and Arabian Sea(ARS) have been studied during the last 20 years (1990-2009). The analysis revels that the total number of cyclone has increase with high gradient (+1.67 per year) but moderate Correlation Coefficient(C.C.). Of course the number of events of different categories appears to decrease with increase of intensity (T. No.).

Attempt has also been made to find out the influence of solar activity on these extreme weather events. Keeping in mind that the Sun Spot Number(SSN) is an indicator of the strength of solar effects on it. It has been found that in most of the times the high value of  SSN is associated with small value of total number of cyclone. Specifically when the years of high SSN > 90 (say),are considered then Correlation Coefficient (C.C.) between SSN and number of cyclones comes out to be -0.78 while Correlation Coefficient(C.C.) of cyclones with time is +0.53. Thus it appears that sun’s spot’s influence is predominating only when it’s number (SSN) exceeds certain critical value (90). This is consistent with other analyses of these authors.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

8. А.А. Коваль, А.А. Станиславский, А.А. Коноваленко
ИСПОЛЬЗОВАНИЕ ГЕЛИОГРАФА РАДИОТЕЛЕСКОПА УТР-2 ДЛЯ ДИАГНОСТИКИ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ.

Украинский Т-образный Радиотелескоп обладает рядом исключительных возможностей для диагностики процессов, происходящих на Солнце и в околосолнечном пространстве в декаметровом диапазоне длин волн. В последнее десятилетие основные блоки радиотелескопа УТР-2 (как front-end, так и back-end) были существенно модернизированы [1,2]. Новая система антенного усиления позволяет проводить радиоастрономические исследования в непрерывной полосе частот (8-33 МГц). В качестве приемно-регистрирующей аппаратуры используется многоканальный (8192 канала) спектроанализатор DSP с высоким временным (от 0.2 сек до 1 сек) и частотным (~ 4 кГц) разрешением при динамическом диапазоне более 90 дБ. Большая эффективная площадь антенны радиотелескопа УТР-2 позволяет наблюдать, как радиоизлучение активного, так и спокойного Солнца в сложной помеховой обстановке. Поэтому радиотелескоп УТР-2 представляет собой уникальный радиоастрономический инструмент (самый крупный, многочастотный и многоканальный) с возможностями проводить исследования пространственных и спектральных характеристик физических процессов, происходящих в верхней части короны Солнца.

В составе радиотелескопа УТР-2 имеется гелиограф, позволяющий получать двумерные изображения распределения радиояркости солнечной короны [3]. Изображение (гелиограмма) строится из сигналов, принятых от каждого из пяти последовательных положений карандашного луча диаграммы направленности телескопа по склонению и его восьми дискретных положений по прямому восхождению. В результате полное изображение представляет собой матрицу 5 * 8 элементов. Угловые размеры изображения составляют около 2.5° * 3.3° по склонению и прямому восхождению, соответственно. Система слежения радиотелескопа осуществляет сопровождение источника, совмещая центр (или правый край) гелиограммы с центром солнечного диска.

Наряду с многочастотными наблюдениями двумерным гелиографом может быть также использован другой режим измерений - одномерный гелиограф - в качестве дополнительного метода для исследования радиоизлучения спокойного Солнца. В этом режиме сканирование короны Солнца осуществляется пятеркой независимых (и равноразнесенных по склонению) карандашных лучей радиотелескопа УТР-2 на проход. С помощью пяти комплектов DSP регистрируются сигналы пяти одномерных сканов, в том числе и радиоизлучение солнечной короны.

Эти два режима были реализованы во время летних радионаблюдений Солнца 2010 года. По проведенным измерениям были установлены плотности потока спокойного Солнца и его угловые размеры в период минимума 23 цикла солнечной активности. В будущем планируется использовать эти режимы и для исследования разнообразных процессов солнечной активности.

1. Э.П. Абранин, Ю.М. Брук, В.В. Захаренко, А.А. Коноваленко, “Структура и параметры новой системы антенного усиления радиотелескопа УТР-2”, Радиофизика и радиоастрономия,1997, Т. 2, №1, с. 95-102.

2. V.B. Ryabov, D.M.Vavriv, P. Zarka et al. “A low-noise, high-dynamic-range, digital receiver for radio astronomy applications: an efficient solution for observing radio-bursts from Jupiter, the Sun, pulsars, and other astrophysical plasmas below 30 MHz”, Astron. Astrophys., 2010, Vol. 510, pp. 16-28.

3. А.А. Станиславский, Э.П. Абранин, А.А. Коноваленко, А.А. Коваль, “Гелиограф радиотелескопа УТР-2. I. Общая схема”, Радиофизика и Радиоастрономия, 2011, Т. 16, №1, с.5-14. 


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

9. А.Н. Кришталь, С.В. Герасименко, А.Д. Войцеховская
КИНЕТИЧЕСКИЕ ИОННО-ЗВУКОВЫЕ ВОЛНЫ В ПРЕДВСПЫШЕЧНОЙ АТМОСФЕРЕ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ.

Исследуется процесс генерации низкочастотных плазменных волн в петельных структурах активной области на Солнце. Показано, что на участке токового контура петли, соответствующем нижне-средней хромосфере активной области, в результате возникновения и развития соответствующих неустойчивостей возможна генерация кинетических альфвеновских и кинетических ионно-звуковых волн. В качестве основных причин возникновения неустойчивостей рассматривались квазистатическое субдрейсеровское электрическое поле в петлях, парные кулоновские столкновения в плазме и ее пространственная неоднородность. Показано, что использование при численном моделировании полуэмпирической модели солнечной атмосферы FAL, вместо ранее использовавшихся моделей MAVN и VAL C, приводит к существенным изменениям пороговых значений характеристик возмущения, амплитуды субдрейсеровского поля и степени неизотермичности плазмы.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

10. Л.И. Шестакова1,  Б.И. Демченко1,  A. Chalabaev2
ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ ПЫЛИ В F-КОРОНЕ ВО ВРЕМЯ ЗАТМЕНИЙ 29.03.2006 И 1.08.2008.
1(ДТОО Астрофизический институт им. Фесенкова В.Г., Алматы, Казахстан) ,
2 (Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble, UMR 5571, CNRS,, Universite Joseph-Fourier, BP 53X, Grenoble, CEDEX 09, France)

Представлены результаты интерферометрических наблюдений поля лучевых скоростей пыли в F-короне на расстояниях от 3 до 10 солнечных радиусов от Солнца во время полных солнечных затмений 29.03.2006 и 1.08.2008. Измерены доплеровские смещения линий поглощения вблизи линии MgI l 5184A по отношению к несмещенным линиям дневного неба. Первые наблюдения проведены в Казахстане в поселке Мугалжар Актюбинской области, вторые - в Барнауле. Результаты наблюдений сильно различаются. Оказалось, что орбитальное движение пыли в F-короне 29.03.2006 ориентировано в направлении, обратном движению планет с наклоном около 105° к плоскости эклиптики. Предполагается генетическая связь наблюдаемой пыли с падающими на Солнце кометами группы Kreutz, зарегистрированными космическим аппаратом SOHO 28 и 31 марта 2006 года.

В распределении лучевых скоростей скоростей пыли F-короны 1.08.2008 уверенно обнаруживается восточно-западная асимметрия, соответствующая прямому кеплеровскому движению пылевых частиц в направлении движения планет в Солнечной системе.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

11. А.А. Корсунь1, Г.С. Курбасова2, А.И. Неушкин3
КОРРЕЛЯЦИЯ АНОМАЛЬНОГО СМЕЩЕНИЯ СИБИРСКОГО ЦЕНТРА ДЕЙСТВИЯ АТМОСФЕРЫ С ГЛОБАЛЬНЫМИ ПРОЦЕССАМИ В СИСТЕМЕ ЗЕМЛЯ - СОЛНЦЕ.
1Главная Астрономическая Обсерватория НАН Украины, 27 Заболотного, 03680, Киев,
2НИИ « ФГБУН КРАО РАН», 298409, Россия, Крым, Научный, gskurb@gmail.com,
3 “Гидрометцентр России“, г. Москва, Россия

Аномальное развитие динамики Сибирского антициклона за последние 30 лет нельзя объяснить исходя из существующих ив настоящее время гипотез.

В настоящей работе установлены когерентности между

а) изменениями параметров ориентации Земли и интенсивности Сибирского ЦДА для вариаций с периодом 6.4г. (квадрат модуля когерентности более 70%);

б) изменениями глобальной приземной температуры воздуха и интенсивности Сибирского ЦДА для вариаций с периодами 45г., 10.3г., 6.5г., 5.2г. (квадрат модуля когерентности более 70%);

в) изменениями параметров солнечной активности (чисел солнечных пятен) и интенсивности Сибирского ЦДА для вариаций с периодами 11г., 2.3г. (квадрат модуля когерентности более 80%);

г) изменениями долготы Сибирского ЦДА и долготы Северного магнитного полюса Земли для вариаций с периодами 20г., 8.2г., 4.5г. (квадрат модуля когерентности более 60%).

На основе полученных нами результатов сравнительного анализа допускается возможность объяснения аномального (юго- западного) смещения и роста интенсивности Сибирского ЦДА глобальными изменениями в цепи магнитосфера - ядро Земли.

CORRELATION OF ABNORMAL DISPLACEMENT OF THE SIBERIAN ATMOSPHERIC CENTERS OF ACTION WITH GLOBAL PROCESSES IN THE EARTH SYSTEM - THE SUN, by A.A. Korsun, G.S. Kurbasova, A.I. Neushkin. Abnormal development of the dynamics of the Siberian anticyclone over the past 30 years can not be explained on the basis of existing hypotheses. In this paper we establish the coherence between

a) changes in the Earth's orientation parameters and the intensity of the Siberian CDA for variations with a period of 6.4g. (Square modulus of the coherence of more than 70%);

b) changes in global surface air temperature and the intensity of the Siberian CDA for variations with periods of 45g., 10.3g., 6.5g., 5.2g. (Square modulus of the coherence of more than 70%);

c) changes in the parameters of solar activity (sunspot number) and the intensity of the Siberian CDA for variations with periods of 11d., 2.3g. (Square modulus of the coherence of more than 80%);

d) changes in longitude of the Siberian CDA North Magnetic Pole of the Earth for variations with periods of 20d., 8.2g., 4.5g. (Square modulus of the coherence of more than 60%).

Based on our results of comparative analysis allowed the opportunity to explain the anomalous (south-west) displacement and increase in the intensity of the Siberian CDA global changes in the chain of the magnetosphere - Earth's core.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

12. Г.С. Курбасова
О ФРАКТАЛАХ В СИСТЕМЕ СОЛНЦЕ - ПЛАНЕТА - СПУТНИК.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН», 298409, Россия, Крым, Научный, gskurb@gmail.com

О принадлежности небесных тел Солнечной системе свидетельствуют общие крупномасштабные характеристики. В то же время, индивидуальные свойства, присущие отдельным элементарным структурам (Солнце-планета-спутник), определяют их пространственное положение и связи. Как следствие, планеты и спутники могут существовать только в определённой области расстояний от ведущего тела, внутренняя поверхность которой для больших спутников зависит от разрушающего взаимодействия приливных сил, а внешняя определяется условиями стабильности орбит под возмущающим действием Солнца.

В ограниченной области существования структуры «Солнце-планета-спутник» формируются устойчивые пропорции между физическими и геометрическими параметрами, что обеспечивает их взаимную определяемость.

В настоящей работе обсуждается возможность определения одной из главных динамических характеристик спутниковых систем - отношения массы спутника к массе ведущей его планеты, исходя из средних расстояний между центрами масс и экваториальных радиусов ведущего и ведомого тела. Результаты получены с применением понятий фрактальной геометрии и сопоставлены с наиболее точными значениями отношений масс вычисленных в последнее время из анализа движения космических аппаратов.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

13. А.В. Сухоруков, Н.Г. Щукина
НЛТР ФОРМИРОВАНИЕ СОЛНЕЧНОГО СПЕКТРА КРЕМНИЯ В ТРЁХМЕРНОЙ МОДЕЛИ КРЕМНИЯ:
СОДЕРЖАНИЕ АТМОСФЕРЫ СОЛНЦА.
Главная Астрономическая Обсерватория НАН Украины, 27 Заболотного, 03680, Киев,

Мы исследовали формирование спектра кремния в трёхмерной гидродинамической модели солнечной атмосферы Асплунда в рамках НЛТР. Была использована модель атома из нашего предыдущего исследования для одномерных полуэмпирических моделей атмосферы Солнца.

Содержание кремния было определено по 65 линиям Si I. Показано, что оно практически не зависит от атомных параметров линий и их эквивалентной ширины при использовании классического приближения Унзольда для уширения линий c поправочным множителем E = 1.5. Проверены возможные расхождения в содержании при использовании альтернативной теории Ансти, Барклема и О’Мары. Вычислены НЛТР-поправки к содержанию кремния, оценены погрешности за счёт использования солнечной шкалы сил осцилляторов.

Также было исследовано проявление НЛТР-эффектов в указанных линиях Si I. В частности, проанализированы различия в НЛТР-процессах в гранульных и в межгранульных областях модели. Обнаружены дефицит функции источника и избыток поглощения в линиях. Оба эффекта приводят к увеличению центральной глубины линий примерно на 10% по сравнению с приближением ЛТР.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

14. Н.Н. Кондрашова, Е.В. Хоменко
ИЗМЕНЕНИЕ ФИЗИЧЕСКОГО СОСТОЯНИЯ ФОТОСФЕРЫ ВО ВРЕМЯ СЛАБОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ВСПЛЕСКА .
Главная Астрономическая Обсерватория НАН Украины, 27 Заболотного, 03680, Киев, Россия,
kondr@mao.kiev.ua

В последнее время слабые солнечные вспышки вызывают особый интерес исследователей в связи с проблемой нагрева короны и как элементарные события в чистом виде. В данной работе изучены изменения термодинамических параметров и магнитного поля в фотосфере активной области NOAA 11024 во время рентгеновского всплеска балла В3. Спектрополяриметрические наблюдения одновременно в пяти участках спектра были проведены Е. В. Хоменко на франко-итальянском телескопе THEMIS Института астрофизики на Канарских островах (о. Тенерифе, Испания) 4 июля 2009 г. В результате обработки получены профили Стокса I, Q, U, V десяти линий, имеющих разную магнитную чувствительность и образующихся на разных высотах фотосферы.

Для построения полуэмпирических моделей фотосферы использован метод инверсии с помощью программы SIR (Stokes Inversion based on Response functions). Каждая из моделей состоит из двух компонентов: магнитной силовой трубки и немагнитной окружающей среды. Получено 15 моделей для фазы роста и максимума мягкого рентгеновского излучения.

Модели трубки показывают значительные изменения всех термодинамических параметров и характеристик магнитного поля в течение всплеска. По мере его развития напряженность магнитного поля увеличилась от 800 до 1200 Гс в максимуме. Уже в начале вспышки температура в трубке выше, чем в моделях невозмущенной фотосферы и флоккула. Физическое состояние фотосферы в трубке было очень нестабильным, особенно в верхних слоях, где в отдельные моменты прогрев сменялся охлаждением. В дальнейшем на разных высотах появились слои с резко повышенной или пониженной температурой. Модели окружаюшей среды не показывают существенных отклонений параметров от модели невозмущенной атмосферы.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

15. Н.Н. Кондрашова, М.Н. Пасечник, С.Н. Чорногор
ПОЛЕ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ В НАЧАЛЕ НОВОГО СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА.
Главная Астрономическая Обсерватория НАН Украины, 27 Заболотного, 03680, Киев,Россия,
kondr@mao.kiev.ua

Исследована структура поля лучевых скоростей на хромосферном и фотосферном уровнях на участке одной из первых активных областей NOAA 11024 южного полушария Солнца нового 24-го цикла солнечной активности. Активная область (АО) наблюдалась 4 июля 2009 г. Как известно, переходная фаза между старым 23-м и новым 24-м циклами имела много особенностей и одна из них - крайне низкий уровень пятнообразовательной активности. 2009 год, по оценкам ученых, был самым спокойным в истории солнечно-земных связей - 260 беспятенных дней. Наблюдения одновременно в нескольких участках спектра были проведены Е. В. Хоменко на франко-итальянском телескопе THEMIS Института астрофизики на Канарах (Испания, остров Тенерифе). В течение 20 минут (09:30:53 - 09:49:34 UT) было получено 400 спектров с временным интервалом ~3 секунды. Нами были отобраны наиболее качественные из них. Рассматриваемый участок области, вырезанный щелью спектрографа, включал два пятна (одно из которых имело сложную структуру) и два флоккула, один из которых был активным. За время наблюдений в хромосфере развились несколько выбросов разной мощности.

Лучевые скорости определялись по доплеровским смещениям центров линий в спектрах относительно их положений в лабораторном спектре. Величина и направление лучевой скорости в хромосфере вычислялись с использованием линии Нa, а в фотосфере - линий FeI 630.15, 630.25, 630.35 нм и TiI 630.37 нм, которые формируются в большом диапазоне высот - от 139 до 489 км.

Изучение поля скоростей в хромосфере и фотосфере АО показало, что ее структура и физическое состояние атмосферы было крайне нестабильным, что обычно наблюдается на ранних стадиях развития. В период наблюдений АО по данным GOES были зарегистрированы слабые (балла А4 и В1) всплески мягкого рентгеновского излучения. По изображениям АО в далеком ультрафиолетовом излучении и по спектрам в области линии Нa хорошо видно продвижение нагретой хромосферной плазмы вдоль магнитной силовой трубки из одного основания в другое. Направление движения в разных концах трубки было противоположным, скорость его составляла ~20 км/с. На большей части участка АО происходило опускание хромосферного вещества. В области большого пятна поле лучевых скоростей имело тонкую структуру. В центральной части активного флоккула за время наблюдений происходило уменьшение скорости опускания хромосферного вещества от Vr = 17 км/с до Vr = 4 км/с. Во время выброса в 9:36 - 9:40 UT в хромосфере АО наблюдалось сильное вращательное движение, скорость подъема вещества достигала 63 км/с.

На всех уровнях фотосферы АО на протяжении наблюдений происходил подъем вещества со скоростью, достигавшей 2.8 км/с. В фотосферном поле скоростей четко выделялись структуры, соответствующие активным образованиям - флоккулам и пятнам.

Наибольшие изменения скорости во время наблюдений как в хромосфере, так и фотосфере произошли в области активного флоккула и малого пятна. Вероятно, обнаруженные изменения лучевой скорости движения плазмы активной области были связаны с всплыванием магнитных силовых трубок и процессами магнитных пересоединений.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

16. А.А. Баран
МЕЗОГРАНУЛЯЦИЯ В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко 79005 Львов, Кирилла и Мефодия, 8
e-mail: baran@astro.franko.lviv.ua 

Исследована структура конвективных ячеек в солнечной атмосфере по профилям линии нейтрального железа l = 639.3 нм с высоким пространственным и временным разрешением. Путем решения инверсной задачи неравновесного переноса излучения воспроизведена стратификация лучевой скорости и температуры. Диапазон исследуемых высот -25 ё500 км в атмосфере Солнца. Ширина воспроизведенной области - 64 400 км вдоль поверхности в центре солнечного диска. Волновые движения устранены путем k-v фильтрации. Проанализировано 2D разпределения поля скоростей и вариаций температуры фотосферной конвекции в исследуемой области. С помощью фильтрации пространственно-временных частот выделено конвективные ячейки отдельно на масштабах грануляции и мезогрануляции. Проанализировано высотную стратификацию поля вертикальных скоростей, обнаружено его резкое уменьшение в верхней фотосфере как на масштабах грануляции, так и для мезогрануляции. В средней и верхней фотосфере четко проявляется инверсия температурных флуктуаций в широких гранулах и мезогранулах.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

17. В.М. Григорьев, Л.В. Ермакова, А.И. Хлыстова
ДИНАМИКА ТРУБОК МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ПРОЦЕССЕ ФОРМИРОВАНИЯ БОЛЬШОГО ПЯТНА.
Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН, Иркутск, Россия

По материалам SOHO/MDI исследуется формирование ведущего крупного солнечного пятна с момента появления вершины всплывающей петлеобразной трубки магнитного поля в фотосфере и до возникновения эффекта Эвершеда и формирования полукольцевой moat-ячейки с внешней стороны активной области.

Образование АО 10488 в фотосфере началось с появления локальной области подъёма, в течение 20 мин. скорость подъёма достигла 2 км/с, после чего снизилась. В дальнейшем скорость подъёма магнитных петель достигала 1 км/с. Первоначально всплывающие трубки магнитного потока были повернуты ~ на 90 градусов против часовой стрелки. Образование головного пятна началось спустя 2 часа, с выходом петли магнитного поля размером 10 дуг. сек., ориентированной в соответствии с правилом Хэла. В её ведущем конце спустя менее 2 часов, возникла головная пора. С самого начала вплоть до образования поры поток выходил в этом месте в уже сконцентрированном виде. К 13-14 час через большую часть холмов поля головной полярности активной области можно провести дугу в направлении восток-север-запад (где располагается головная пора), протяжённостью 45000 км. Концентрация магнитного поля в пятно происходила в результате видимого разворота этой дуги по часовой стрелке и слияния различных холмов, заметным процесс концентрации стал после 18 час.

В течение 1-ых суток АО на магнитограммах выглядела как сечение всплывающего пузыря эллипсовидной формы, наиболее сильные поля регулярного знака на значительном отрезке образуют стенки пузыря, а внутри располагаются мелкомасштабные поля обоих знаков, перемешанные между собой. Спустя 18 часов оболочке пузыря соответствует опускание, а внутренним участкам ­- подъём.

Формирующееся ведущее пятно - асимметричное: южная половина относительно правильная, северная - состоит из мелких ядер, вытянутых по дуге, так что в процессе формирования пятна происходило видимое закручивание пятна по часовой стрелке. Существующая в южной части полутень в западной части пятна более широкая по сравнению с восточной, где «втекал» новый магнитный поток, т.е. юго-западная часть пятна опережала в своём развитии, здесь не было внешних помех (например, новый магнитный поток), поэтому здесь впервые возник эффект Эвершеда. Это произошло спустя примерно 3/4 суток после образования поры и менее суток после начала выхода магнитного потока этой активной области. Одновременно с этим по всей западной полуокружности пятна началось отделение внешних участков холма поля, в котором формируется ведущее пятно, так что с западной стороны пятно окаймляют разрозненные холмы поля ведущей полярности. В промежутке между ними и пятном располагается полукольцеобразная область без вертикального магнитного поля - moat. Эффект Эвершеда ограничен полутенью, но в некоторые довольно продолжительные периоды времени изолинии лучевой скорости выходят за пределы пятна в направлении отделившихся участков магнитного поля. Как уже говорилось, отделение участков поля происходит с внешней, западной стороны активной области по всему периметру ведущего холма магнитного поля. Одновременно с этим с восточной стороны продолжается прирост холма за счёт «втекания» ведущего магнитного поля из внутренних частей активной области. Спустя 2 суток после выхода магнитного поля на поверхность, площадь пятна составляет 600 м.д.п.

Обращает на себя внимание поведение двух изолиний продольного магнитного поля. Изолиния 1500 Гс лежит в полутени вблизи границы с тенью. В той части пятна, где нет выхода нового потока, она стабильная. Форма изолинии 500 Гс, расположенной в полутени вблизи её внешней границы, очень неустойчивая, появляются и исчезают изгибы, иногда они становятся островами и могут выйти за внешнюю границу полутени. Изменчивость изолинии поля 500 Гс вблизи внешней границы полутени говорит об усиливающейся временами динамике структурных образований полутени. Результаты обсуждаются в рамках модели движущихся трубок потока.

Предложенное описание развития крупной АО если и не отвечает полностью на открытый до сих пор вопрос - один ли механизм действует при образовании крупных и очень мелких солнечных пятен, то, по крайней мере, подтверждает актуальность его. Возможно, что только при формировании крупных АО происходит выброс «конвективного пузыря» с характерной высокой скоростью всплытия магнитного поля в начальный момент и наблюдается морфология «стенок пузыря», на которых формируется основной магнитный поток. Изначально высокая скорость роста магнитного потока является ещё одной характерной чертой.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

18. Н.Г. Петерова1, А.А. Дьяков3, А.Н. Коржавин1, И.А. Рахимов3, М.Л. Свешников3, Н.А. Топчило2, А.М. Финкельштейн3
О НАБЛЮДЕНИЯХ СОЛНЕЧНОГО ЗАТМЕНИЯ 04.01.2011 Г. НА РАДИОТЕЛЕСКОПАХ РТ-32
В ОБС. СВЕТЛОЕ И ОБС. ЗЕЛЕНЧУКСКАЯ (первые результаты).
11СПб филиал САО РАН,
2СПбГУ,
3 ИРА РАН 

Для исследований активных областей (АО) на Солнце, отвечающих современным требованиям, необходимы наблюдения с высоким пространственным разрешением. В радиодиапазоне наилучшее разрешение (2-4 угл. сек.) достигалось только при наблюдениях на крупных радиоинтерферометрах VLA и WSRН. Высокое пространственное разрешение обеспечивают также наблюдения солнечных затмений (теоретический предел ~ 1-3 угл. сек.). Это возможно даже при использовании малых инструментов (диаметр зеркала ~ 2-3 м), но наблюдения на более крупных радиотелескопах позволяют достичь лучшего соотношения сигнал/шум для слабых источников.

В докладе рассмотрены особенности методов затменных наблюдений и их обработки. Возможности методики иллюстрируются на примере наблюдений затмения Солнца 04.01.2011 г., выполненных с участием двух радиотелескопов РТ-32 в обсерваториях Светлое (вблизи С.Петербурга) и Зеленчукская (Сев. Кавказ), в которых были проведены исследования трех АО различных типов (NOAA 11140, NOAA 11141, NOAA 11142). Показано, что благодаря использованию єтих крупных инструментов, позволивших выделить излучение отдельной АО на фоне всего диска Солнца впервые был достигнут теоретический предел затменных наблюдений. Демонстрируются возможности затменных наблюдений для уточнения таких важных характеристик АО как размер источника радиоизлучения и его высота над уровнем фотосферы, на основе которых диагностируются параметры корональной плазмы, разрабатываются модели ее структуры в присутствии сильного магнитного поля солнечных пятен и проверяется правильность представлений о физике процессов, протекающих в АО.

Наблюдения затмения 04.01.2011 г. - это очередной случай наблюдений затмений на радиотелескопах РТ-32. Они показали, что по мере накопления опыта совершенствуется методика наблюдений и их обработки. По сравнению с наблюдениями 2006 г. эффективное разрешение улучшено в 2-3 раза. Астрофизические результаты, полученные методом наблюдений солнечных затмений остаются самыми надежными данными для проверки тонких эффектов, предсказываемых теорией циклотронного излучения источников, связанных с АО на Солнце.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

19. Л.А. Акимов, И.Л. Белкина
АСИММЕТРИЯ В РАСПРЕДЕЛЕНИИ ПО ДИСКУ СОЛНЦА Н-АЛЬФА ВСПЫШЕК В 21 ЦИКЛЕ.
НИИ астрономии ХНУ им. В.Н. Каразина ул. Сумская, 35, г. Харьков, Россия, 61022
e-mail: akimov@astron.kharkov.ua

Изучена северо-южная (N-S) и восточно-западная (E-W) асимметрия в распределении числа вспышек по диску Солнца в 21 цикле солнечной активности ( с 1 января 1976 г. по 31 декабря 1986 г.). Подтверждены полученные ранее другими авторами коэффициенты асимметрии для этого цикла (см., например, [1]).

Показано, что хотя в среднем за цикл разница между севером и югом была незначительной, динамика развития вспышечной активности в обоих полушариях заметно различалась: в начале цикла превалировало северное полушарие, а в конце - южное. Отмечено, что N-S асимметрия числа вспышек имела периодичность »1.5 года, а ее временной ход в 21 цикле был аналогичен поведению вариаций крупномасштабного фотосферного магнитного поля [2].

Получено, что в среднем за цикл количество вспышек на востоке было на 2.6% больше, чем на западе. Обнаружена статистически значимая годичная периодичность E-W асимметрии вспышек. Максимальное количество вспышек на востоке наблюдалось в апреле, мае, июне.

Обсуждаются возможные причины асимметрии.

1. Temmer, M.; Veronig, A.; Hanslmeier, A.; Otruba, W.; Messerotti, M. A&A, 2001, v.375, p.1049-1061

2. Knaack, R; Stenflo, J.; Berdyugina, S. A&A, 2005, v.438, p.1067-1082 .


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

20. Т.И. Зверева
ПРИМЕНЕНИЕ МЕТОДА ЕСТЕСТВЕННЫХ ОРТОГОНАЛЬНЫХ СОСТАВЛЯЮЩИХ НА ПРИМЕРЕ РАЗДЕЛЕНИЯ
ИЗМЕРЕННОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ НА ПОЛЯ ОТ РАЗЛИЧНЫХ ИСТОЧНИКОВ.
Институт Земного Магнетизма, Ионосферы и Распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН,
г. Троицк Московской области, Россия, zvereva@izmiran.ru

Метод естественных ортогональных составляющих широко используется в геофизике, в частности, в геомагнетизме, в метеорологии, в климатологии. Приведены результаты его использования в различных задачах. В отличие от различных методов разложения по ортогональным функциям метод естественных ортогональных составляющих использует базисную систему функций, которая строится на основе статистической структуры исследуемого объекта. Были проведены анализы временных рядов среднесуточных значений элементов геомагнитного поля мировой сети магнитных обсерваторий. С помощью этого метода разделено суммарное поле в каждой обсерватории на поля от независимых источников, разнесенных в пространстве, причем на спектральный диапазон источников не накладывается никаких ограничений. Также выделены вариации от различных источников, отличающиеся друг от друга на несколько порядков, когда амплитуды вариаций от более слабых источников могут быть сравнимы с погрешностями исходных данных. Предложено использовать этот метод для получения Dst индексов как высокоточный и статистически более обоснованный метод, чем применяемый в настоящее время.

Также показано, как можно эффективно с помощью этого метода “отлавливать” ошибки в больших массивах измерений.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

21. Г.П. Машнич, В.С. Башкирцев, А.И. Хлыстова
КОЛЕБАТЕЛЬНЫЕ ПРОЦЕССЫ В СОЛНЕЧНЫХ ВОЛОКНАХ И ИХ ОКРЕСТНОСТЯХ.
Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск, Россия

По спектральным наблюдениям движений в волокнах в Саянской Солнечной Обсерватории ИСЗФ СО РАН исследованы временные и пространственные свойства малоамплитудных колебаний. В волокнах одновременно существуют колебания разных периодов и пространственных масштабов. Обнаружены периодические движения волокон в плоскости неба на масштабах >-1". Проведено сравнение характера колебаний этих движений с колебаниями доплеровской скорости в одних и тех участках волокон.


 

Принят 31 мая 2011 г.  

 

22. В.С. Башкирцев, Г.П. Машнич
ЭФФЕКТЫ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В КЛИМАТЕ ЗЕМЛИ.
Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск, Россия

В настоящее время для объяснения наблюдаемых и прогнозирования будущих изменений климата Земли используется два концептуальных подхода:

1. Все климатические изменения связываются с человеческой деятельностью, с эмиссией парниковых газов (аэрозолей) и, прежде всего, углекислого газа.

2. Все изменения климата являются естественными и обусловлены, главным образом, деятельностью Солнца.

Межправительственная группа экспертов по изменению климата (МГЭИК), созданная в 1988г. и отрицающая воздействие Солнца на климат, за своё многолетнее существование так и не представила каких-либо неоспоримых доказательств определяющего влияния человека на климат: отсутствует определённая связь между наблюдаемым ростом концентрации углекислого газа в атмосфере Земли и изменением глобальной температуры; вопреки модельным сценариям МГЭИК (IPCC), ход глобальной температуры, с 1998г. по настоящее время, демонстрирует не стремительный рост, а устойчивую тенденцию к похолоданию.

Сопоставление наблюдаемых вариаций глобальной температуры и солнечной активности обнаруживает их синфазность: рост температуры следует за ростом солнечной активности, снижение солнечной активности сопровождается снижением температуры. Отмечаемая ныне тенденция к глобальному похолоданию находится в полном соответствии со снижением вековой активности Солнца.

В ряде научных работ климатические изменения связывают с изменением «солнечной постоянной». Это принципиальная ошибка, поскольку измеренные на спутниках колебания солнечной радиации от минимума до максимума 11-летнего цикла составляют всего лишь около 0.1%, что недостаточно для воздействия на климат Земли.

Ключевым фактором в изменении климата Земли являются солнечные магнитные поля. Циклически изменяющиеся солнечные магнитные поля, которые пронизывают гелиосферу, обуславливают модуляцию потока галактических космических лучей, поступающего на Землю и вызывающего вариации облачности (альбедо). Расчёты, приведенные в данной работе, показывают, что вариации потока солнечного излучения, достигающего поверхности Земли, вполне могут обеспечить наблюдаемые изменения климата нашей планеты.


 

Принят 01 июня 2011 г.  

 

23. Е.В. Милецкий, В.Г. Иванов, Ю.А. Наговицын
ШИРОТНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ПЯТЕННОЙ АКТИВНОСТИ СОЛНЦА И ВОЗМОЖНОСТИ ЕГО РЕКОНСТРУКЦИИ В ПРОШЛОМ.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, Санкт-Петербург

Проведено исследование формы пространственного (широтного) распределения солнечных пятен и установлена её зависимость от уровня солнечной активности. Показано, что широтное распределение пятен данного года может быть приближённо описано нормальным законом с дисперсией, которая линейно связана с текущим уровнем солнечной активности. В частности, рост числа пятен сопровождается расширением зоны солнечной активности, что согласуется с ранее полученными нами результатами. В соответствии с полученной зависимостью, при росте активности ширина зоны генерации солнечных пятен и максимальная широтная плотность пятен в ней растут несколько медленнее, чем число солнечных пятен. Рассмотрены различные варианты реконструкции широтного распределения солнечных пятен в прошлом, основанные на полученных закономерностях.


 

Принят 01 июня 2011 г.  

 

24.  Р.К. Хаитов1, А.Н. Борисевич2,3, С.А. Колесник1, А.Г. Колесник1
ВЛИЯНИЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ НА СРЕДНЕШИРОТНУЮ ИОНОСФЕРУ ПО ДАННЫМ ТОМСКОЙ ИОНОСФЕРНОЙ СТАНЦИИ ЗА ПЕРИОД НАБЛЮДЕНИЯ С 1936 ПО 2011 г.
1Томский государственный университет, г. Томск, hrk@mail.tsu.ru
2Сибирский федеральный университет, г. Красноярск
3Красноярский филиал по космическому мониторингу Национального центра управления
в кризисных ситуациях МЧС России, г. Красноярск

В рамках работы использовались данные Томской ионосферной станции, которая начала работу с июня 1936г., является первой регулярно действующей ионосферной станцией на территории бывшего СССР и 4-ой в мире. Накопленный экспериментальный материал представляет собой электронную базу данных, включающую полных шесть 11-летних циклов солнечной активности, которая и побудила к проведению данных исследований.

В результате анализа данных Томской ионосферной станции за период с 1936 по 2011 получены следующие результаты:

1. На 75-летнем ряде подтверждены долгопериодные вариации и основные статистики параметров среднеширотной ионосферы с учетом гелиогеофизических условий. Для всех областей ионосферы характерна сезонная зависимость.

2. Установлено запаздывание реакции ионосферы на солнечную активность с задержкой в 3-ое суток, коэффициент корреляции между foF2 и W равен 0.73. В первом приближении регрессия хорошо описывается параболой, нелинейность сохраняется до значений W=50-75 единиц.


 

Принят 02 июня 2011 г.  

 

25. М.И. Стодилка
ФИЛЬТРАЦИЯ ВОЛН ГРАВИТАЦИИ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ СПОКОЙНОЙ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко 79005 Львов, Кирилла и Мефодия, 8
e-mail: sun@astro.franko.lviv.ua

В исследовании использованы результаты наблюдений в линии l639.360 нм FeI центра диска спокойного Солнца на телескопе VTT (Канарские острова), выполненные Щукиной Н.Г., с высоким пространственным и временным разрешением.

Пространственно - временные вариации параметров (температура, плотность, давление, поле скоростей) неоднородной атмосферы Солнца воспроизведены по профилям этой линии путем решения инверсной неравновесной задачи переноса излучения с использованием стабилизаторов Тихонова. Сам вид стабилизаторов и коэффициенты регуляризации были подобраны на тестовой задаче воспроизведения моделей по профилям этой линий, полученным в рамках ГД моделей Асплунда.

Внутренние волны гравитации мы выделяли в несколько этапов:

- устранение путем k-v фильтрации акустических колебаний (сверхзвуковые скорости) и медленных конвективных движений; - выделение движений, распространяющихся в нижние слои (фазовая скорость направлена вниз);

- фазовая фильтрация -- для волн гравитации фазовые сдвиги между вертикальной скоростью движения вещества, темтературой, плотностью и давлением удовлетворяют соответствующим соотношениям; в частности, фазовый сдвиг между плотностью и давлением положителен, причем в верхних слоях, где осуществляется адиабатический режим колебаний Djr ,p Ј p/2 , тогда как в нижних слоях, где существенны эффекти радиативного затухания, этот фазовый сдвиг уменьшается. А на высотах, близлежащих к конвективно неустойчивым слоям, он резко уменьшается к нулю. Поэтому, мы выделяли только такие участки фурье-образов плотности и давления, для которых 0 Ј Djr ,p Ј p/2, остальные были исключены. На этот интервал фазового сдвига, как показывают наши расчеты, припадает большая часть мощности пространственно-временных вариаций плотности и давления;

- чтобы исключить эффекты интерференции волн, мы из рассматриваемых фурье-образов выделяли волны, распространяющиеся вдоль одного направления. Выделенные нами из воспроизведенных пространственно-временных вариаций структуры квазипериодические в пространстве и времени; по своим свойствам и поведению они соответствуют внутренним гравитационным волнам: - распространяются почти горизонтально с дозвуковыми скоростями, длина волны соизмерима с мезогрануляционными масштабами, период колебаний T > 5 мин, - фазовая скорость перпендикулярна групповой скорости, - z-проекции фазовой и групповой скоростей имеют противоположные знаки.


 

Принят 02 июня 2011 г.  

 

26. М.И. Стодилка
РАСПРОСТРАНЕНИЕ ВОЛН ГРАВИТАЦИИ В НЕОДНОРОДНОЙ ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко 79005 Львов, Кирилла и Мефодия, 8
e-mail: sun@astro.franko.lviv.ua

В исследовании использованы наблюдения в линии l639.360 нм FeI центра диска Солнца на телескопе VTT (наблюдения Щукиной Н.Г.), по которым получены (путем решения инверсной задачи неравновесного переноса излучения) модели неоднородной атмосферы спокойного Солнца. По пространственно-временным вариациям давления этих моделей мы выделили волны гравитации, возбуждаемые конвективными потоками у начала области проникающей конвекции.

Исследованы особенности распространения волн гравитации в неоднородной фотосфере Солнца. В частности, температурная структура солнечной грануляции размывает стратификацию частоты Брэнта-Вяйсяля - верхней граничной частоты для g-мод. Вследствие чего, в области частот v >v B-V существуют волны гравитации относительно малой мощности. В нижней фотосфере температурный градиент оказывает существенное влияние на частоту Брэнта-Вяйсяля (она значительно уменьшается), что ведет к искривлению волновых поверхностей - в нижних фотосферных слоях волны гравитации (лучи волн) фиксированной частоты распространяются по более наклонным траекториям, чем в слоях средней и верхней фотосферы. Такая деформация волновых поверхностей особенно заметна на начальных стадиях зарождения волнового пакета. По мере развития пакета волновые поверхности все больше удаляются от динамического источника, перемещающегося с меньшей (за фазовую) скоростью, и оставляют за собой ‘’шлейф’’ возмущенной среды, который сперва исправляет изгиб волновой поверхности, а потом деформирует ее в противоположную сторону.


 

Принят 02 июня 2011 г.  

 

27. А.Н. Борисевич2,3, А.А. Колмаков1, С.А. Колесник 1
ПЕРЕХОД ОТ ИНТЕГРАЛЬНЫХ ИНДЕКСОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ К ЗНАЧЕНИЯМ ПОТОКА СОЛНЕЧНОГО УЛЬТРАФИОЛЕТА В ИОНОСФЕРНЫХ ИССЛЕДОВАНИЯХ.
1Томский государственный университет, г. Томск
2Сибирский федеральный университет, г. Красноярск
3Красноярский филиал по космическому мониторингу Национального центра управления
в кризисных ситуациях МЧС России, г.Красноярск
alexey@space.akadem.ru

Изучение вариаций различных временных масштабов параметров ионосферы необходимо для развития физических представлений о природе солнечно-земных связей. Также эти исследования применяются для анализа пространственно-временного распределения электромагнитного фона в окружающей среде, влияющего, в свою очередь, на жизнедеятельность человека. В проводимых исследованиях использовались данные Томской ионосферной станции - первой регулярно действующей ионосферной станцией на территории России (СССР), действующей с июня 1936г.

В работе рассмотрены сезонные вариаций параметров среднеширотной ионосферы и определена зависимость электронной концентрации области F2 ионосферы от солнечной активности. В первом приближении, в интервале чисел Вольфа от 0 до 250, регрессионное соотношение солнечной активности и критической частоты хорошо описывается параболой. Т.е. присутствует эффект насыщения в случаях высоких значений солнечной активности. Также рассмотрены более «тонкие» статистические закономерности.

В последние десятилетия накоплены регулярные ряды измерений потока солнечного ультрафиолета с хорошим спектральным разрешением, полученные с помощью космических аппаратов. Кроме того, существует длительный ряд измерений потока в линии Лайман-альфа. При вычислении регрессионных отношений значений потока ультрафиолета и параметров ионосферы обнаруживаются строго линейные зависимости. Также в работе исследованы сезонные вариации регрессионных отношений потока солнечного ультрафиолета и критических частот ионосферного слоя F2.


 

Принят 02 июня 2011 г.  

 

28. Л.В. Границкий1, Т.А. Лесняк1, А.Н. Борисевич2,3
ИЗУЧЕНИЕ ВЛИЯНИЯ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ НА ПРИЗЕМНУЮ
ТЕМПЕРАТУРУ ВОЗДУХА ТЕРРИТОРИИ БЫВШЕГО СССР.
1Сибирский федеральный университет, г. Красноярск
2Красноярский филиал по космическому мониторингу Национального центра управления
в кризисных ситуациях МЧС России, г.Красноярск
tlesnyak@sfu-kras.ru

Климат - это важнейшая характеристика среды обитания всего живого на земле, в том числе человека и его хозяйственной деятельности. Наблюдаемое глобальное и региональное потепление климата подтверждается многими фактами. Известно, что изменение глобальной температуры в ХХ веке и в начале XXI века было не однородным, как в течении всего периода с 1880 года, так и различно в разных регионах планеты.

В различных исследованиях последних десятилетий показано, что изменение 11-летней активности Солнца приводит к колебаниям температуры приземного воздуха на средних широтах. Чтобы проверить данный факт, а также провести районирование территории по величине влияния солнечной активности на температурный режим, рассмотрены амплитуды разницы среднемесячных температур воздуха в годы максимумов и минимумов солнечной активности. Исследовались временные ряды приземных температур воздуха на 223 метеостанциях бывшего Советского Союза. Выявлено, что в 70% случаев максимальные разницы среднемесячных температур в минимумах и максимумах солнечной активности выпадают на зимний период года. Показаны статистические особенности распределения разностей температур. Произведено картирование исследуемых величин.


 

Принят 03 июня 2011 г.  

 

29. В.Н. Боровик1, И.Ю. Григорьева1, Д.В. Просовецкий2
ЭВОЛЮЦИЯ МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ВСПЫШЕЧНО-АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ NOAA 10030 (ИЮЛЬ, 2002).
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург,
mail:vnborovik@mail,ru
2Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск

Представлены результаты наблюдений микроволнового излучения активной области (АО) NOAA 10030 за период 13 - 17 июля 2002г. Исследуемая активная область отличалась повышенной вспышечной активностью. За период с 11 по 18 июля 2002г в ней были зарегистрированы 2 вспышки класса Х, 6 вспышек класса М и 33 вспышки класса С (GOES). Эруптивное событие (двухкомпонентная вспышка 3В/Х3.0 и два последовательных корональных выброса массы (СМЕ), связанные с выбросами волокон), произошло 15 июля, когда АО находилась в центральной части диска. Изучению этого нестационарного явления с разных точек зрения были посвящены работы многих исследователей. В представленной нами работе обращается внимание на выявление особенностей микроволнового излучения активной области за период, предшествующий эруптивному событию, и их связи с изменениями фотосферного магнитного поля АО. Радиоизлучение активной области 10030 за период 13-17 июля 2002г исследовалось по результатам ежедневных многоволновых наблюдений Солнца с анализом круговой поляризации в диапазоне 1.9 - 5.0 см на радиотелескопе РАТАН-600. Особенностью микроволнового излучения АО, выявленной 14 июля за день до эруптивного события, явилась регистрация "пекулярного" радиоисточника, отождествленного с областью всплывания в пределах полутени основного (центрального) пятна группы магнитного поля с противоположным знаком полярности ( d-конфигурация). Исследована эволюция микроволновых характеристик всех компонент радиоизлучения активной области, отождествленных как с отдельными пятнами в группе, так и с междупятенными областями, и проведено сопоставление радиоданных с магнитографическими данными и с результатами наблюдений в других диапазонах солнечного излучения.


 

Принят 06 июня 2011 г.  

 

30. В.А. Батурин, С.В. Аюков
ГЕЛИОСЕЙСМОЛОГИЯ И ЭВОЛЮЦИОННАЯ СОЛНЕЧНАЯ МОДЕЛЬ: ДОСТИЖЕНИЯ И ПЕРСПЕКТИВЫ.
Государственный Астрономический институт им. П.К.Штернберга, МГУ, Россия

Рассматривается история перехода от классической модели внутреннего строения Солнца к современной эволюционной модели. Этот переход произошел за последние 20 лет под воздействием фундаментальных результатов гелиосейсмологии.

Основная особенность современной модели состоит в учете процессов микроскопического перераспределения химических компонент при диффузионном гравитационном осаждении. В результате такого осаждения "потеряна" возможность эволюционного определения содержания гелия в оболочке современного Солнца по его содержанию в ZAMS, и в настоящее время принимается его гелиосейсмическое определение.

Современная солнечная модель отличается от классической эволюцией конвективной зоны (КЗ). Во-первых, меняется химический состав КЗ - доля водорода со временем становится больше, то есть вещество становится легче. Во-вторых, эволюция границы КЗ оставляет след в модели современного Солнца. В-третьих, этот след позволяет восстановить эволюцию радиуса Солнца в прошлом. Все перечисленные факторы отсутствовали в классической модели.

Параллельно с гелиосейсмическим измерением содержания гелия (которое интерпретируется как прямое доказательство существования термо- и бародиффузии в плазме), были получены измерения энтропии вещества в зоне ионизации гелия. Этот сопряженный параметр дает количественную оценку кулоновского взаимодействия в плазме, а так же дает оценку непрозрачности у основания КЗ.

Последние пять лет (с 2005г) активно обсуждается проблема низких фотосферных содержаний тяжелых элементов. При заданной энтропии конвективной зоны, гелиосейсмическая скорость звука определяет строение модели в лучистой зоне и значения непрозрачности вдоль траектории модели. Таким образом, гелиосейсмология позволяет определить действительные значения непрозрачностей. Низкие содержания тяжелых элементов противоречат современным теоретическим непрозрачностям в отношении зависимости от химического состава, но не влияют на модельные представления. Существует возможность определить содержание тяжелых элементов по профилю адиабатической сжимаемости в нижней части КЗ, получив независимое подтверждение (или опровержение) теоретическим расчетам непрозрачности. Предварительные результаты в этом направлении представлены в докладе.


 

Принят 06 июня 2011 г.  

 

31. Е В. Садовенко, Н.И. Пишкало
ВИЗУАЛИЗАЦИЯ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ ДЛЯ ПОЛНЫХ СОЛНЕЧНЫХ ЗАТМЕНИЙ
9 МАРТА 1997 Г., 29 МАРТА 2006 Г. И 1 АВГУСТА 2008 Г.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченка, Киев, Россия,
ievgeniia86@gmail.com

Магнитное поле в солнечной короне во время полных солнечных затмений 9 марта 1997 г., 29 марта 2006 г. и 1 августа 2008 г. расчитано с использованием модели потенциальное поле-поверхность источника в классическом приближении. В качестве используемых данных взяты данные фотосферного магнитного поля обсерватории Wilcox (Стэнфорд) для CR 1919-1921, CR 2040-2042, CR 2072-2073. Моделирование магнитного поля производено с помощью интегрирования от радиуса поверхности источника принятого равным 2.5 солнечных радиуса к поверхности фотосферы.

Построены картины магнитных силовых линий коронального поля, получены в классическом приближении с добавлением к расчету поправок к полярному полю в пределах от 100 мкТл до 1500 мкТл. Произведено сравнение полученых картин магнитных силовых линий со структурой солнечной короны для полных солнечных затмений 9 марта 1997 г., 29 марта 2006 г. и 1 августа 2008 г. Определены поправки полярного поля, при которых модельная структура солнечной короны наилучшим образом согласовуется с наблюдаемой.


 

Принят 06 июня 2011 г.  

 

32. Е.С. Андриец1, Н.Н. Кондрашова2, Е.В. Курочка1, В.Г. Лозицкий1
МОДЕЛЬ ФОТОСФЕРЫ СЛАБОЙ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ 2N/M1.5 18 ИЮЛЯ 2000 ГОДА.
1Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченка, Киев, Россия,
andrietselena@gmail.com, lozitsky@observ.univ.kiev.ua

2Главная Астрономическая Обсерватория НАН Украины, 27 Заболотного, 03680, Киев,Россия,
kondr@mao.kiev.ua

Исследованы параметры физического состояния фотосферы в слабой солнечной вспышке 2N/M1.5 18 июля 2000 г. с использованием эшельных зееман-спектрограмм, полученных на ГСТ АО КНУ [1] в ортогональных круговых поляризациях. Вспышка продолжалась около двух часов с максимумом в 5h05m5s UT. Результаты данной работы относятся к моменту 5h02m UT.

Для построения полуэмпирической модели фотосферы были взяты чувствительные к магнитному полю фотосферные линии металлов FeI 5247.1 A, CrI 5247.6 A, FeI 5250.2 A, FeI 5250.6 A, FeI 6301.5 A и FeI 6302.5 A, а также линия FeI 5575.6 A с нулевым фактором Ланде. Моделирование фотосферы во вспышке осуществлялось с помощью программы SIR (Stokes Inversion based on Response function) [2]. Модель фотосферы имела двухкомпонентную структуру: магнитная трубка и ее немагнитное окружение. В обоих компонентах получены распределения по высоте следующих физических параметров: температуры, напряженности магнитного поля и лучевой скорости.

Полученная модель магнитной трубки во вспышке значительно отличается от моделей невозмущенной фотосферы и флоккула. Температура имеет немонотонный ход по высоте. Ее увеличение отмечалось в слое 250-400 км. Напряженность магнитного поля резко уменьшалась от нижней фотосферы (2600 Гс) к средней (100 Гс) с градиентом около 12 Гс/км. Лучевая скорость увеличивалась с высотой и достигала значений порядка 6 км/с в верхних слоях фотосферы. Параметры модели немагнитного окружения мало отличались от их значений в невозмущенной фотосфере.

1. Курочка Е.В., Курочка Л.Н., Лозицкий В.Г., Лозицкая Н.И., Остапенко В.А., Полупан П.Н., Романчук П.Р., Россада В.М. // Вестник Киев. ун-та. Астрономия. - 1980. - Вып. 22. - С.48-56.

2. Ruiz Cobo, B. and del Toro Iniesta, J.C.: 1992, Astrophys. J. 398, 375. 


 

Принят 07 июня 2011 г.  

 

33. Д.А. Тужилкин, М.Л. Апряткина, А.С. Бородин
ОЦЕНКА АДАПТИВНО-КОМПЕНСАТОРНЫХ РЕАКЦИЙ СЕРДЕЧНО-СОСУДИСТОЙ СИСТЕМЫ ЧЕЛОВЕКА НА ИЗМЕНЕНИЯ ФИЗИЧЕСКИХ ПОЛЕЙ ОКРУЖАЮЩЕЙ СРЕДЫ, МОДИФИЦИРУЕМЫХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТЬЮ.
Томский государственный университет, г. Томск
dmitry-88@mail.ru

Работа посвящена комплексной оценке адаптивно-компенсаторных реакций сердечно-сосудистой системы человека на изменения физических факторов окружающей среды, модифицируемых в том числе и солнечной активностью, в условиях типичной суточной жизнедеятельности волонтеров. В процессе работы проводились экспериментальные исследования и статистический анализ полученных данных.

В качестве внешних факторов рассмотрены компоненты геомагнитного поля, метеопараметры (температура, влажность, атмосферное давление и скорость приземного ветра), значения частоты, амплитуды и добротности первых четырех гармоник шумановского резонатора, значения спектральной мощности инфразвукового давления для первых 3 октавных полос, 13 мод альвеновского резонатора.

Выявлено, что для оценки влияния внешних факторов на вариации артериального давления и сатурации кислорода крови в условиях типичной суточной активности человека достаточно оценок достоверного влияния внешних факторов на временные показатели вариаций среднего и дисперсии периода сердечных сокращений.

Определены для временных и спектральных показателей вариаций периода сердечных сокращений детерминации совокупностью параметров физических полей окружающей среды. Достоверное влияние оказывают восточная компонента магнитного поля, температура и влажность воздуха, частота первой моды шумановского резонатора, первая полоса инфразвука и первая мода альвеновского резонатора. При этом общий коэффициент детерминации для оценок вариабельности сердечного ритма изменяется в диапазоне от 0.11 для спектральной плотности мощности в области ультранизких частот до 0.47 для вариаций среднего периода сердечных сокращений. Наиболее сильное влияние на вариации периода сердечных сокращений оказывают вариации восточной компоненты геомагнитного поля.

Влияние внешних физических полей достаточно индивидуально. Разброс значений коэффициента детерминации для вариаций среднего периода сердечных сокращений лежит в пределах от 0.28 до 0.83. Аналогичная изменчивость характерна и для других оценок вариации периода сердечных сокращений, но с другими абсолютными значениями.


 

Принят 08 июня 2011 г.  

 

34. И.Ю. Григорьева1, А.Н. Шаховская2, В.Н. Боровик1, И.С. Князева1, М.А. Лившиц3, Н.Г. Макаренко1
ЛОКАЛИЗАЦИЯ ОЧАГА МОЩНОГО ВЫДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ ВО ВСПЫШКАХ ИЮЛЯ 2002 Г. (ГРУППА 10030).
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург,
2НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым,
3Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, Троицк, Моск. обл., Россия

На основе развитого ранее топологического метода обнаружения элементов всплывающего потока по SOHO/MDI -магнитограммам (Астрон. журн. 2011, 88, №5, с. 503-512) показано, что увеличение вспышечной активности группы 10030 14 - 18 июля тесно связано с изменением топологии поля. А, именно, величина несвязности (количество пикселей на изображении, различимых по значениям напряженности с точностью до заданного порога), отслеживает вспышечную активность, существенно увеличиваясь перед возникновением серии вспышек. По другой топологической характеристике изменение вспышечной активности коррелирует с топологическими вариациями в областях с большими напряженностями поля (около 700 Гс). Некоторым недостатком используемого метода является отсутствие информации о пространственном расположении различимых компонент внутри АО. Поэтому по фильтрограммам КрАО, полученным в центре и крыльях линии Нальфа, мы изучили изменения в волокнах, в частности, в системах арочных волокон AFS как индикаторов всплытия нового магнитного потока. В результате получены свидетельства в пользу того, что выброс скрученного магнитного жгута происходит из небольшой области всплытия нового магнитного потока. При этом существенно наличие сдвиговых движений (шира), связанных или вызывающих вращение пятна.


 

Принят 08 июня 2011 г.  

 

35. A.L. Kharitonov, G.P. Kharitonova
THE INFLUENCE OF SPECIFIC FEATURES OF SOLAR WEATHER ON GEOPHYSICS AND TECTONIC PROCESSES ON THE EARTH
Pushkov Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation of Russian Academy of Sciences,
142190, Troitsk, Moscow Region, Russia, ahariton@izmiran.ru

Data of changes of amplitude Bx, By, Вz components of an interplanetary magnetic field during the January, 1st-11th, 2007 measured from "ACE" spacecraft, with 16 second time interval of digitization has been analyzed. "ACE" spacecraft is located in one (L1) from five points of the libration between the Earth and the Sun, on distance about 1.5 million km from the Earth. "ACE" spacecraft allows to give, at least, one hour for possibility of the preliminary prevention about approaching from the Sun to the Earth of streams of the high energy particles resulting at their collision with the magnetosphere of the Earth to raised geomagnetic activity. During the analyzed time period of work of "ACE" spacecraft (January, 1st-11th, 2007) the independent ground and satellite data («WIND», «GOES» spacecrafts) about parameters of cosmic rays (CR), the data about change of some generalized parameters of plasma of the solar wind (Sw temp - temperatures, Nw - density the solar wind), and also its speed and the sign in Bx, Вy, Bz vector and module¦ В ¦ components of the interplanetary magnetic field (IMF), accessible through the Internet within the limits of the International Program on the solar-terrestrial Physics (ISTP) also has been analyzed. Besides, for the ten years' period of time all world earthquakes with magnitude more than 4 have been analyzed. The analysis of the decision of the inverse problem of magnetic potential from continuous record in length of 45000 seconds of the part of the data of Bz - component of the vector of the interplanetary magnetic field measured on January, 8st-9th, 2007 on "ACE" spacecraft has shown that during the considered temporal period (January,  8st-9th) , in the development phase of heliospheric substorm in the magnetic cross-sections of parameters of the measured interplanetary magnetic field constructed by authors, are observed. 2D - temporal and two 2D - the spatial fragment of magnetic structure of IMF depending on the longitude and on latitude GSE-coordinates of the direction of vector of IMF measured in "ACE" spacecraft. Magnetic cross-sections are constructed in relative units (rel. un.). Distances (r) from "ACE" spacecraft to border of photosphere of the Sun (drawing top - r = 140 rel. un. - values Bz - component of vector of IMF are closer to border of photosphere of the Sun, the bottom part of drawing - r = 1 rel. un. - values Bz - component of the vector of the interplanetary magnetic field near to the orbit of "ACE" spacecraft round the libration point (L1), that is are closer to the Earth). In the 2D - temporal magnetic cross-section depending on number of the point of visualization (N = 900 points, Dt = 50 seconds) are well looked through change of sign Bz - component of IMF vector, also as well as on usual linear record 1D - measurements of IMF. It proves the spent calculations at the decision of the inverse problem of magnetic potential. Coordinates of the direction of IMF vector measured in "ACE" spacecraft are resulted in solar-ecliptic system of coordinates (GSE). Besides, on these 2D-spatial magnetic cross-sections it is visible that between the orbit of "ACE" spacecraft and border of photosphere of the Sun two absolutely different areas in the sign and structure of isolines of the interplanetary magnetic field are observed. From border of photosphere of the Sun to the middle of distance to "ACE" spacecraft (r = 140 - 80 rel. un.) in 2D-spatial magnetic cross-sections the quiet laminar picture of IMF isolines of the negative sign is observed. In the bottom part of 2D-spatial magnetic cross-sections (r = 1 - 80 rel. un.) From the libration point (L1) to the middle of distance to boundary of photosphere of the Sun, that is closer to the orbit of the Earth another is visible absolutely abnormal under the configuration of magnetic heterogeneity and the turbulent structure and the positive sign of the interplanetary magnetic field. In particular, in the bottom part of a 2D-spatial longitudinal magnetic cross-section where abnormal structure of IMF is observed, it is possible to see the large-scale heterogeneity of IMF spirally-twirled round the basic core of magnetic heterogeneity Bz-component of vector IMF of the positive sign (l = 200° - 340°, r = 5 - 75 rel. un., Bz = 0.3 nT) (l = 280°-320°, r = 10-30 rel. un., Bz = 0.2 nT), apparently, connected with so-called heliospheric electrojet - magnetic-plasma heterogeneity of the solar wind. Thus, it is possible to tell that the spatial sizes considered spirally-twirled magnetic-plasma IMF-structure observed on January, 8st-9th, 2007 made in the ecliptic plane: dl = 140° in the GSE-longitude and dr = 70 rel. un. from the distance to the Sun. It is necessary to notice that average magnetic field Bz - components in "core" of this IMF-structure, almost twice is less, than in its twirled "tail" part. It can be connected with more high temperature in rather small "core" on the sizes of this IMF-structure in comparison with its huge "tail" which reduces the magnetic field in "core" of this IMF- heterogeneity. As it will be possible to track further from article text, our assumption of lower temperature in the huge "tail", occupying the most part of volume of this magnetic-plasma heterogeneity of IMF, coincides with independent measurements of temperature of plasma according to others spacecrafts.

The activity is executed at support of Russian Foundation of the Basic Research grant № 10-05-00343-a.


 

Принят 08 июня 2011 г.  

 

36. В.М. Малащук1, В.Г. Файнштейн2, Н.Н. Степанян1, Г.В. Руденко2
СВЯЗЬ КОРОНАЛЬНЫХ ДЫР С АКТИВНЫМИ ОБЛАСТЯМИ.
1НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым,
2Институт солнечно-земной физики СО РАН, 664033, Иркутск, а/я 291, Россия

Статья является продолжением серии работ (Степанян, Малащук, 2002; Степанян, Малащук, 2008; Файнштейн и др., 2010; Малащук и др.,2011), посвященных исследованию связи корональных дыр с активными образованиями на Солнце.

В настоящей работе рассматривается два типа корональных дыр (КД): КД, содержащие активные области (АО) и не содержащие их. Определяются различия в структуре магнитных полей над КД этих типов в интервале высот от фотосферы до поверхности источника.


 

Принят 08 июня 2011 г.  

 

37. В.М. Малащук1, В.Г. Файнштейн2, Н.Н. Степанян1, Г.В. Руденко2, Я.И. Егоров2
КОМПЛЕКСЫ СОЛНЕЧНЫХ ОБРАЗОВАНИЙ С ИЗОЛИРОВАННЫМ МАГНИТНЫМ ПОЛЕМ.
1НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым,
2Институт солнечно-земной физики СО РАН, 664033, Иркутск, а/я 291, Россия

Вводится понятие крупномасштабного комплекса корональных дыр, состоящего из системы корональных дыр, активных областей и областей с промежуточными между корональной дырой и невозмущенной областью характеристиками. Особенностью таких комплексов является отсутствие связи магнитных полей внутри комплексов с магнитными полями вне их. Большинство силовых линий магнитного поля, выходящих из комплекса, не замыкаются на поверхности Солнца.


 

Принят 08 июня 2011 г.  

 

38. И.А. Еганова, В. Каллис, В.Н. Самойлов, В.И. Струминский
ПРОЯВЛЕНИЕ ФАКТОРА СОЛНЦА В АТТРАКТОРЕ, ОПИСЫВАЮЩЕМ МАССУ СЛОЖНОЙ СИСТЕМЫ.

В актуальных методических заметках, посвященных понятию массы, Л.Б.Окунь (УФН, 1989) подчеркнул, что при изменении состояния (внутренней энергии) сложной системы ее масса изменяется. Это, чисто теоретическое, заключение побуждает вспомнить одно известное обстоятельство, подмеченное в гравитационных экспериментах: в этих экспериментах “обычно обнаруживаются необъяснимые систематические эффекты” (A.Cook, RepProgPhys, 1988). Поэтому долговременный контроль массы открытой (т.е. специально не экранированной) сложной системы с одновременным контролем условий измерения представляет интерес как с точки зрения оценки возможного естественного изменения ее внутреннего состояния, так и для выяснения природы упомянутых систематических эффектов.

Данный доклад представляет результаты анализа материалов специального геофизического мониторинга в ИМ им. С.Л.Соболева СО РАН (г. Новосибирск), который возник на основе предварительного изучения характера естественного поведения масс сложных систем разного происхождения. Так, были выделены эффективные объекты наблюдения - минералы (минеральные агрегаты). Эти объекты - с их всевозможным разнообразием вещественного состава и генезиса, структуры и формы, пористости и проницаемости ограничивающей поверхности - позволили разрешить многие вопросы, связанные с природой вариации массы, с помощью сравнительного анализа поведения их масс в регулярных наблюдениях в течение нескольких лет (1992-1997), а также в специальных наблюдениях (например, в запаянных ампулах и в эксикаторе - при изучении влияния на вариацию массы относительной влажности воздуха), см. [1,2].

В докладе рассматриваются геометрические свойства траектории контролируемой массы в фазовом пространстве, а также обсуждается влияние Солнца на происходящее ежедневно (при определенном состоянии атмосферы) характерное уменьшение массы контролируемой геологической системы (порядка 0,3-0,5 мг при массе объекта в 9 г) - факт влияния Солнца был установлен с помощью полного солнечного затмения 1.08.2008 и многочисленных ежегодных искусственных часовых “затмений” Солнца (в декабре-январе) вследствие высотного здания-башни, расположенного вблизи помещения, где размещена информационно-измерительная система мониторинга. В заключение обсуждается область применения полученных результатов.

[1] Еганова И.А., Клещев А.Г., Струминский В.И. К проблеме геофизического мониторинга: масса кристаллов и минеральных агрегатов // Поиск математических закономерностей Мироздания: физические идеи, подходы, концепции. Вып. 5. С.106-123. Новосибирск: Академическое изд-во “Гео”, 2006.

[2] Еганова И.А., Самойлов В.Н., Струминский В.И., Каллис В. Масса (вес) как объект долговременных наблюдений в гравитационных исследованиях // Поиск математических закономерностей Мироздания: физические идеи, подходы, концепции. Вып. 6. С.165-192. Новосибирск: Академическое изд-во “Гео”, 2008. 


 

Принят 08 июня 2011 г.  

 

39. И.А. Еганова, В. Каллис
СОЛНЕЧНЫЙ ТЕЛЕСКОП-РЕФЛЕКТОР КАК ИНСТРУМЕНТ ИССЛЕДОВАНИЯ РЕАЛЬНОСТИ МИРА СОБЫТИЙ (ПРОСТРАНСТВА-ВРЕМЕНИ).

Как известно, суточное движение Солнца на небесной сфере обусловлено собственным вращением Земли вокруг своей оси, поэтому, хотя на преодоление геоцентрического расстояния Солнца свету требуется промежуток времени e = 8,3 мин, истинное местоположение Солнца совпадает с его видимым положением с точностью до . В связи с этим возможен experimentum crucis (далее - Солнечный эксперимент) по вопросу о реальности такого объекта современной физической теории, как событие: если оно, действительно, “обладает физической реальностью” (А.Эйнштейн,1921г.), то при сканировании суточной параллели Солнца в окрестности Солнца соответствующий датчик должен обнаружить событие “Истинное Солнце”, которое удалено на два солнечных диаметра (2°) от события “Видимое Солнце” (солнечное событие с временной координатой t - e, где момент наблюдения t является временной координатой события “Истинное Солнце”). Метод наблюдения, посредством которого мог быть осуществлен такой эксперимент, был предложен в астрофизике в 1978 г. и тогда же успешно реализован при инспектировании суточных параллелей многочисленных звезд (разной звездной величины, разных спектральных типов, с разнообразными собственными движениями) и нескольких звездных систем (шаровых скоплений в Водолее М2 и Геркулесе М13, галактики М31) с помощью пятидесятидюймового рефлектора Крымской астрофизической обсерватории.

Предлагаемый доклад подводит итог нашему Солнечному эксперименту. В докладе суммированы основные результаты инспектирования суточной параллели Солнца (в области от 18m по прямому восхождению впереди солнечного диска до 16m позади него) с помощью специальных детекторов - сложных систем разной природы, которые при соответствующих условиях наблюдения дали четкие, определенные реакции на событие “Истинное Солнце”, и результаты наблюдений реакции массы минералов (минеральных агрегатов) на экспозицию в фокальной плоскости БСТ-1 Крымской астрофизической обсерватории (на 8,3m впереди солнечного диска) в 1991, 2003, 2008 и 2010 гг. Дальнейшее исследование реакции наземных сложных систем на событие “Истинное Солнце” может дать возможность найти новые подходы к разрешению известных теоретических трудностей (В.И.Родичев, Эйнштейновский сборник (1974)), связанных с проблемой строгого, непротиворечивого определения такого фундаментального физического понятия, как система отсчета.


 

Принят 09 июня 2011 г.  

 

40.   Н.Г. Макаренко
МАТЕМАТИЧЕСКАЯ МОРФОЛОГИЯ MDI МАГНИТОГРАММ.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург,
e-mail: Ng-makar@mail.ru

Доклад представляет собой краткое введение в обработку цифровых астрономических изображений методами математической морфологии. Скалярное поле заданное числовыми значениями в пикселах можно рассматривать как случайную поверхность или случайное поле от двух переменных. Пикселы, в которых поле превышает заданный уровень, образуют бинарное множество выбросов. Если поле достаточно регулярно, множество выбросов принадлежит кольцу выпуклости: оно состоит из выпуклых множеств и их конечных объединений. На кольце можно определить три морфологических функционала. Первым из них является суммарный периметр «островов». Он измеряет вклад полной вариации поля во множество выбросов заданного уровня. Вторым функционалом является характеристика Эйлера. Она равна алгебраической сумме числа максимумов, минимумов и седловых точек поля для множества выбросов, т.е. измеряет топологическую сложность поля. Наконец третьим функционалом является площадь островов. Он не имеет простой интерпретации для биполярного поля. Два первых функционала, вычисленных по MDI магнитограммам SOHO, используются для описания эволюции вспышечно-активных областей Солнца. Часть обнаруженных временных вариаций функционалов предваряет или сопровождает сильные вспышки.


 

Принят 09 июня 2011 г.  

 

41.   А.Е. Левитин, Л.И. Громова, Л.А. Дремухина, С.В. Громов
ИСПОЛЬЗОВАНИЕ ГЕОМАГНИТНЫХ И СОЛНЕЧНЫХ ДАННЫХ В ПЕРИОД МИНИМУМА 23 СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА ДЛЯ ОЦЕНКИ ВРЕМЕННОЙ ДИНАМИКИ СОВРЕМЕННОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗЕМЛИ.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн имени Н.В. Пушкова (ИЗМИРАН), Московская обл. г. Троицк,
levitin@izmiran.ru

Проведена оценка скорости вековой вариации Главного Магнитного Поля Земли (ГМПЗ) по геомагнитным данным спутника ЧАМП (CHANP) и данным обсерватории ИЗМИРАН в период чрезвычайно спокойного состояния солнечной и геомагнитной активности (2006-2009 гг.). Для обработки спутниковых измерений использовался классический метод сферического гармонического анализа геомагнитных данных, позволяющий построить модель ГМПЗ Земли. При этом коэффициенты, представляющие ГМПЗ, были очищены от связи с индексом солнечного волнового излучения F10.7, контролирующего проводимость ионосферы, то есть динамику ионосферных токов в области околоземного пространства, где проводятся магнитные измерения этим космическим аппаратом. Коэффициент корреляции этой связи оказался равен 0,7, а очищенные от этой связи коэффициенты, определяющие временную динамику геомагнитного диполя, уменьшили величину скорости его временного изменения в 2 раза по сравнению со скоростью, которая следует из международной модели геомагнитного поля IGRF-2010.

Обсерваторские измерения позволили сопоставить среднегодовые значения компонент вектора магнитного поля Земли и их разности в период очень низкой геомагнитной активности и во все предыдущие годы работы обсерватории, начиная с 1950 года. Именно по этим данным оценивается магнитологами скорость локального векового хода в районе расположения обсерватории. Мы демонстрируем значительное уменьшение (в несколько раз) этой скорости в 2006-2009 годах, что также свидетельствует о реальном, более медленном, убывании геомагнитного поля, чем это следует из современных моделей векового хода ГМПЗ. Причина ошибки кроется в том, что данные, по которым создаются современные модели, содержат в себе и поле, имеющее не только внутреннюю, а и внешнюю природу (переменное магнитное поле Земли). Разделить эти поля весьма сложно, поэтому надо быть очень осторожными при оценке времени переворота геомагнитного диполя. Кроме того полезно помнить, что магнитное поле Земли существует 2-3 миллиона лет, а мы его научились хорошо наблюдать только последние сто лет. Мы просто не имеем права утверждать, что знаем как это поле будет вести себя в будущем.


 

Принят 09 июня 2011 г.  

 

42.   А.Е. Левитин, Л.И. Громова, Л.А. Дремухина, С.В. Громов
СЛУЧАЙНАЯ И ЗАКОНОМЕРНАЯ СОСТАВЛЯЮЩИЕ ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ, ВЫЗЫВАЕМОЙ ВЫБРОСАМИ СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ, И ГЕНЕРАЦИЯ МАГНИТНЫХ БУРЬ РАЗЛИЧНОЙ ИНТЕНСИВНОСТИ МАГНИТОСФЕРНЫМИ ТОКОВЫМИ СИСТЕМАМИ.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн имени Н.В. Пушкова (ИЗМИРАН), Московская обл. г. Троицк,
levitin@izmiran.ru

Геомагнитная активность, создаваемая магнитосферными и магнитосферно-ионосферными токовыми системами, контролируется, в первую очередь, солнечным корпускулярным и солнечным волновым излучениями. Волновое излучение определяет проводимость ионосферы, а корпускулярное - энергетику токовых систем и высыпание частиц, вызывающее также изменение ионосферной проводимости. Временная динамика интенсивности этих излучений, с точки зрения сегодняшнего понимания физических процессов их создающих, и на основе исследования статистики этой динамики, содержит в себе закономерную и случайную составляющие. Закономерная составляющая - это временное изменение этих солнечных излучений внутри циклов солнечной активности и достаточно устойчивая зависимость геомагнитной активности от параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП). Наиболее сильные геомагнитные возмущения относятся к случайной составляющей активности. Для того, чтобы они произошли необходимо: появление выброса солнечного вещества в конкретной области Солнца; попадание этого выброса по земной магнитосфере; наличие в выбросе отрицательной вертикальной (Bz<0) компоненты вектора ММП; прохождение Земли через конкретный район выброса, где именно такое поле содержится. В докладе содержатся результаты исследования длительности фаз магнитных бурь и их амплитудных характеристик в зависимости от траектории прохождения Земли через плазменный солнечный выброс (магнитное облако), содержащий в себе модельное магнитное поле. Показано, что от этой траектории зависит интенсивность возможной бури и её продолжительность, или что в результате взаимодействия магнитного облака с магнитосферой магнитная буря не возникнет. В докладе также приводятся модельные расчеты Dst вариаций гигантских магнитных бурь, в зависимости от параметров межпланетной среды и пространственной динамики магнитосферных токовых систем. В том числе расчет Dst вариации исторической магнитной бури 1859 года, когда амплитуда этой вариации достигала 1600 нТл.


 

Принят 20 июня 2011 г.  

 

43.   Ю.И. Логачев, М.А. Зельдович
СПОКОЙНОЕ СОЛНЦЕ И ЗАРЯЖЕННЫЕ ЧАСТИЦЫ ВО ВНУТРЕННЕЙ ГЕЛИОСФЕРЕ.
Научно-исследовательский институт ядерной физики (НИИЯФ) МГУ

По данным космического аппарата ACE изучался ионный состав потоков заряженных частиц с энергиями ~0.03-10 МэВ/нуклон в межпланетном пространстве в спокойные периоды 23 цикла солнечной активности. Показано, что величины отношений Fe/O для выбранных периодов на протяжении цикла, за исключением минимума, соответствовали либо относительному содержанию ионов в потоках частиц, ускоренных в солнечных вспышках, либо среднему содержанию элементов в короне Солнца. В минимуме цикла эти отношения имели значения, характерные для солнечного ветра. Полученные результаты означают, что в фоновые потоки малоэнергичных частиц в фазах роста, максимума и спада цикла значительный вклад вносили как частицы короны, ускоренные до супратермальных энергий, так и частицы, ускоренные в самых малых импульсных солнечных вспышках. Потоки частиц от этих вспышек отличались повышенным содержанием ионов железа.


 

Принят 20 июня 2011 г.  

 

44.   Е.И. Дайбог, Ю.И. Логачев
27-ДНЕВНЫЕ ВАРИАЦИИ ПОТОКОВ ЗАРЯЖЕННЫХ ЧАСТИЦ В ПЕРИОДЫ МИНИМУМОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
Научно-исследовательский институт ядерной физики (НИИЯФ) МГУ

Временной профиль потоков частиц в событиях солнечных космических лучей (СКЛ) или при других вариациях характеризует свойства структуры околосолнечного межпланетного пространства. Так, например, длительный стационарный спад потоков частиц в СКЛ говорит о том, что межпланетное пространство обладает стабильными интегральными свойствами, т.е. оно однородно и квазистационарно в некотором секторе околосолнечного пространства. Во многих событиях характеристическое время экспоненциального спада потоков различных частиц t = const в течение 3-5 дней, иногда и более, вплоть до недели, что соответствует раствору сектора однородности пространства до 90°.

Особенно убедительно однородность пространства проявляется в периоды минимумов СА. Так, в 2007-08 гг., в последнем минимуме СА однородность пространства была отмечена на s/c SOHO, на спутниках Земли GOES, регистрировавших электроны Ее>0.25 МэВ и протоны до 100 МэВ, а также нейтронными мониторами (регистрация первичных космических частиц с энергией > 1 ГэВ). Наблюдалась повторяющаяся 26-27 дневная картина потоков этих частиц в течение 9 оборотов с сентября 2007 по май 2008 года.

Наиболее отчетливо вариации потоков наблюдались для энергичных галактических протонов (100 МэВ и 1 ГэВ) и малоэнергичных электронов, источником которых традиционно считается атмосфера Юпитера. Независимо от источника частиц (Галактика или Юпитер), их сохраняющийся профиль в течение нескольких оборотов Солнца говорит о постоянстве структуры внутренней гелиосферы, за которую ответственна некоторая внутренняя структура Солнца, проявляющаяся в периоды минимумов СА, когда нет других возмущающих факторов межпланетного пространства.


 

Принят 30 июня 2011 г.  

 

45.   Г.С. Иванов-Холодный, Т.В. Казачевская
НОВЫЕ ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО КОРОТКОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ И ФИЗИЧЕСКИЕ ПРОЦЕССЫ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА.

1. Проведена обработка и анализ данных измерений коротковолновой ультрафиолетовой области спектра на спутниках TIMED и SOHO в период 2002-2011гг. в области спектра 27-190 нм с разрешением 0.1 нм, а также в рентгеновском диапазоне 0.1-7нм. На спутнике SOHO получены данные измерений излучения в спектральных полосах 26-34 и 0.1-50 нм. Рассмотрено изменение со временем ярких (сильных) эмиссионных линии и отдельных участков спектра в указанных спектральных диапазонах.

2. Результаты измерений показывают, что в период минимума последнего солнечного цикла (т.е. в годы 2008 - 2010 ) интенсивность ( поток ) излучения в линиях водорода Лайман-альфа (l=121.6 нм) и Лайман-бета (l=102.6 нм) испытывают минимум. Это - естественно. То же наблюдается и для других линий ионов со сравнительно невысокими потенциалами ионизации, а также в линиях короны (например, линия Fe XV l=28.4 нм). В противоположность этому оказалось, что интенсивность излучения в линии l=46.5 нм неона (Ne V11) в минимуме цикла увеличивается и образует максимум в 2007-2008 гг. Это - “аномалия” или даже “парадоксальная аномалия”, поскольку эффект оказался неожиданным. При последующем анализе данных выяснилось, что такой эффект наблюдается и для других линий с высокими потенциалами ионизации (выше примерно 100 эв, т.е. с температурой выше Т=100 000 градусов). Полученный результат анализа новых спутниковых данных наблюдения оказался неожиданным, поскольку, исходя из существующих представлений о согласованном развитии всех индексов солнечной активности, начиная с числа солнечных пятен W, не следовало бы ожидать увеличения интенсивности излучения хоть каких-нибудь ионов.

3.Многочисленные книги и статьи по солнечной активности замкнуты на исходной идее, что все вариации процессов на Солнце обусловлены только изменением W, как главного показателя (источника) солнечной активности. Измерения на спутниках показали, что в минимуме цикла проявляются и другие особенности интенсивности крайнего ультрафиолетового излучения: по мере приближения к фазе минимума активности интенсивность излучения некоторых линий, действительно, уменьшается. Однако, по-видимому имеются источники, вызывающие «аномальный» рост излучения. Выяснение вопроса об объяснении природы найденного эффекта пока не представляется возможным.

Получен вывод, что в изучении эффекта солнечной активности опираться только на данные W, вероятно, нельзя (особенно в период фазы минимума СЦ). Можно предположить, что обнаруженное «аномальное» увеличение свечения ионов с высокими потенциалами ионизации в минимуме солнечного цикла обусловлено всплывшими на большие высоты в атмосфере Солнца остатками магнитных трубок.


 

Принят 13 июля 2011 г.  

 

46.   Ю.Т. Цап, А.В. Степанов, Ю.Г. Копылова
МЕДЛЕННЫЕ МАГНИТОЗВУКОВЫЕ МОДЫ В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА ПО НАБЛЮДЕНИЯМ НА SOT/HINODE.

Рассмотрены фотосферные пульсации магнитного поля, лучевой скорости и интенсивности излучения с периодами 3-6 мин и 4-9 мин, обнаруженные соответственно в порах и на границе гранул Фуджимурой и Цунетой [1]. В предположении, что за осцилляции ответственны магнитогидродинамические волны, возбуждаемые в тонких магнитных трубках конвективными движениями плазмы, исследованы фазовые зависимости между возмущениями магнитного поля, скорости и интенсивности медленных магнитозвуковых мод. В отличие от Фуджимуры и Цунеты [1], связавших осцилляции с формированием стоячих волн, показано, что наблюдаемые на SOT/Hinode особенности можно объяснить резонансным возбуждением нераспространяющихся медленных магнитозвуковых мод (evanescent modes) в фотосфере Солнца. Обсуждаются физические следствия полученных результатов.

1. Fujimura D., Tsuneta S. ApJ, 2009, 702, 1443.


 

Принят 13 июля 2011 г.  

 

47.   Е.А. Исаева, Ю.Т. Цап
РАДИОВСПЛЕСКИ II ТИПА И УСКОРЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ УДАРНЫМИ ВОЛНАМИ.
НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым,

Проведены статические исследования 107 протонных событий, зарегистрированных с 1989 по 2005 гг. космическими аппаратами GOES, WIND и наземной службой Солнца RSTN. Изучена связь между интенсивностью потока протонов солнечных космических лучей с энергиями E =0.8-500 МэВ и скоростью частотного дрейфа всплесков II типа V11 в метровом (25-299 МГц) и декаметровом-километровом (20 кГц-14 МГц) диапазонах длин. В отличие от Кливера и др. [1], учтено гелиодолготное ослабление потока протонов в межпланетной среде. Установлено, что метровыми и декаметровыми-километровыми всплесками II типа сопровождались соответственно 73% и 77% выбранных событий. Коэффициент корреляции между максимальным значением интенсивности потока протонов Ip и V11 в обоих диапазонах н не превышал 0.40. На метровых длинах волн значения  Ip с ростом  V11 увеличивались, тогда как декаметровых-километровых, наоборот, уменьшались. В последнем случае коэффициент корреляции между этими параметрами для высокоэнергичных протонов (E > 80 МэВ) не превышал 0.25. Это свидетельствует в пользу более эффективного ускорения протонов ударными волнами на высотах (1.5-3)RSUN,,.

1. Cliver E.W., Kahler S.W., Reames D.V. ApJ, 2004, 605, 902.


 

Принят 22 июля 2011 г.  

 

48.   А.Г. Косовичев1,2
ИССЛЕДОВАНИЕ СОЛНЦА КОСМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИЕЙ SDO.
1НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым,
2Стэнфордский университет

Космическая обсерватория SDO (Solar Dynamics Observatory), запуск которой состоялся в феврале 2010 года, наблюдает Солнце непрерывно в видимом и ультра-фиолетовых диапазонах с высоким временным и пространственным разрешением. Наблюдения осцилляций, векторных магнитных полей и корональных структур дают информацию о динамических процессах внутри Солнца, свойствах и динамике солнечной плазмы, вспышечном выделении магнитной энергии и корональных выбросах. Первые результаты анализа данных выявили крупно-масштабную организацию локальных явлений, мощные сдвиговые течения в активных областях, волновые процессы внутри Солнца и в атмосфере. Большую роль в интерпретации наблюдательных данных играет численное моделирование турбулентной динамики и магнитных полей. Главные задачи космической обсерватории состоят в понимании механизмов солнечного динамо, магнитной самоорганизации солнечной плазмы, образования пятен и комплексов активности, вспышек, переменности излучения в разных диапазонах, а также в развитии новых методов прогноза солнечной активности.


 

Принят 22 июля 2011 г.  

 

49.   У.М. Лейко
О ЦИКЛИЧНОСТИ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ СОЛНЦА В 21-23 ЦИКЛАХ.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко,
leiko@observ.univ.kiev.ua

Цикличность слабой локальной и сильной крупномасштабной составляющих низкоширотного магнитного поля Солнца в течение последних трех циклов активности исследована по среднемесячным характеристикам суммарной площади пятен и общего магнитного поля Солнца как звезды. Проведен сравнительный анализ цикличности индексов, дающих оценку изменения площади и магнитного потока слабой и сильной составляющих низкоширотного магнитного поля - суммарной среднемесячной площади пятен, среднемесячного числа Вольфа и общего магнитного поля Солнца как звезды.

Подтверждено аномальность последнего 23 цикла: по времени он длительней двух предыдущих циклов, по мощности - слабее по всем исследуемым индексам. Обнаружены некоторые детали цикличности этих индексов. Интересным моментом цикличности исследуемых индексов оказался провал на фазе роста сглаженных циклических кривых суммарной площади пятен Sq и модуля |В| ОМПС и на фазе спада чисел Вольфа W. Различный характер циклических кривых Sq и W в эпоху высокого уровня активности подтверждает выводы о том, что эти индексы представляют физически различающиеся характеристики процесса пятнообразования.

Провал на циклической кривой модуля |В| ОМПС указывает на понижение асимметрии крупномасштабных низкоширотных магнитных полей, и, следовательно, на изменение их площади, топологии, магнитного потока. Провал на циклической кривой площади пятен Sq также указывает на понижение магнитного потока сильной локальной составляющей низкоширотного магнитного поля. Такой провал обнаруживается и в других индексах солнечной активности, природа его не ясна.

Синхронное понижение магнитного потока слабой и сильной составляющих низкоширотного магнитного поля в эпоху «монопольности» высокоширотного магнитного поля - интересная деталь солнечного магнетизма и его цикличности.


 

Принят 22 июля 2011 г.  

 

50.   У.М. Лейко
СЕВЕРО-ЮЖНАЯ АСИММЕТРИЯ ПЯТЕННОЙ АКТИВНОСТИ НА БОЛЬШОЙ ВРЕМЕННОЙ ШКАЛЕ.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко,
leiko@observ.univ.kiev.ua

По длительному ряду среднемесячных значений площади пятен (1874-2010 гг., 12-23 циклы активности) исследовано юго-северную асимметрию солнечной активности. Достаточно длинный интервал наблюдений вышеуказанного индекса дает возможность на достаточно большой временной шкале сравнить определенные характеристики цикличности в северном и южном полушариям: моменты экстремумов, длительность и мощность циклов, длительность отдельных фаз и т.д.

В результате исследований получено, что почти всегда (за исключением 17 и 18 циклов) в южном полушарии цикл начинается раньше, чем в северном. Максимальный уровень активности в северном полушарии наступал раньше, чем в южном. Фаза роста была длительней в северном полушарии, фаза спада - в южном.

Таким образом, юго-северная асимметрия солнечной активности обусловлена как различной мощностью циклической деятельности в различных полушариях в течение отдельных циклов, так и сдвигом во времени цикличности одного полушария относительно другого.


 

Принят 25 июля 2011 г.  

 

51.   С.А. Федулова1, П. Камали Могадам2
ВОЗДЕЙСТВИЕ СЛАБЫХ ГЕОМАГНИТНЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ НА ФОРМИРОВАНИЕ ГАМК-ЕРГИЧЕСКИХ ТОРМОЗНЫХ СИНАПСОВ В КУЛЬТУРЕ НЕЙРОНОВ ГИПОКАМПА.
1Институт физиологии им. О.О. Богомольца, Киев,
2University of Saarland Institute of physiology,59 66421 Homburg Germany

Исследовалось изменение формы потенциала действия в культивируемых нейронах центральной нервной системы при влиянии слабого магнитного поля.

Экспеименты проводились на культивируемых нейронах гиппокампа в схеме парной регистрации. Генерация потенциала действия (ПД) вызывалась стимуляцией одного из синаптически связанных нейронов.

Показано, что при действии магнитного поля средняя длительность ПД сокращалась.


 

Принят 28 июля 2011 г.  

 

52.   В.Г. Лозицкий
ПРОЯВЛЕНИЯ ЭФФЕКТА ЗЕЕМАНА В ЛИНИЯХ С ПРЕДЕЛЬНО МАЛЫМИ ФАКТОРАМИ ЛАНДЕ В СПЕКТРАХ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, ул.Обсерваторная, 3, Киев, Россия
lozitsky@observ.univ.kiev.ua ,

По спектрально-поляризационным наблюдениям, выполненным на эшельном спектрографе Астрономической обсерватории Киевского национального университета имни Тараса Шевченко, исследованы I ± V профили нескольких линий FeI с различными факторами Ланде, включая и такие хорошо известные «немагнитные» линии, как FeI 5123.723, 5434.527 и 5576.097 A. Теоретические значения факторов Ланде для этих линий gLS = 0, однако по лабораторным измерениям их glab равны -0.013, -0.014 и -0.012, соответственно. Это означает, что в строгом смысле эти линии нельзя считать чисто “допплеровскими”, т.е. не расщепляющимися в любом по величине магнитном поле.

Все три указанные линии в спектрах ярких и мощных вспышек (преимущественно балла Х) показывают более или менее выраженные поляризационные эффекты, напоминающие эффект Зеемана при полях ~104 Гс. Так, линии FeI 5123.723 и 5434.527 имеют отчетливо расщепленные узкие эмиссионные пики во вспышке 16.06.1989 г., а линия FeI 5576.097 имеет расщепленные бисекторы в ядре фраунгоферовых профилей во вспышке 04.11.2004г. Подобные эффекты отмечены и во вспышке 17.07.2004 г.

Названный феномен имеет следующие основные особенности.

1. Горизонтальный масштаб, на котором он возникает, Ј 103 км. Вертикальный масштаб, возможно, еще меньше, Ј 102 км. Локализация по высоте - верхняя фотосфера и (или) зона температурного минимума.

2. Время существования этих проявлений  »10 мин.; максимальная фаза эффекта приходится на максимум вспышки (не на ее флаш-фазу).

3. Расщепление эмиссионных пиков в ядрах указанных линий достигает 36 mA, что соответствует магнитным полям до 70-90 кГс.

4. Видимая ширина эмиссионных пиков в ядрах линий 30-50 mA (при ширине фраунгоферовых профилей 150-300 mA), что указывает на практически полное подавление турбулентных движений в сильных магнитных полях.

5. Для согласования данных по линиям с различными факторами Ланде (включая и линии с glab »1) приходится предположить многокомпонентность вспышечной эмиссии внутри площадок размера  »1 Мм. Чем сильнее магнитное поле, тем уже вспышечная эмиссия и тем меньше ее фактор заполнения.

6. Полярности магнитного поля в различных компонентах могут быть как одинаковыми, так и различными.


 

Принят 28 июля 2011 г.  

 

53.   В.Г. Лозицкий, О.А. Ботыгина
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ В ПРОТУБЕРАНЦАХ ПО ДАННЫМ СПЕКТРАЛЬНО-ПОЛЯРИЗАЦИОННЫХ ИЗМЕРЕНИЙ.
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета имени Тараса Шевченко, ул.Обсерваторная, 3, Киев, Россия
lozitsky@observ.univ.kiev.ua, botygina@ukr.net

Представлены результаты измерений магнитного поля в трех активных протуберанцах: 24.07.1981, 24.07.1999 и 12.07.2004 г., полученные по наблюдениям на эшельном спектрографе ГСТ АО КНУ. Магнитные поля измерялись по зеемановскому расщеплению I ± V профилей в линиях D3 HeI и Ha на высотах в атмосфере от 3 до 14 Мм. Измерения эффективных магнитных полей Beff по смещению «центров тяжести» профилей показали, что усредненные по площади входной щели магнитные поля были в пределах от -600 до +1500 Гс. Амплитудные значения локальных полей оценивались по расщеплению бисекторов центральных частей профилей линий на уровне интенсивности 0.9 от максимальной. Соответствующие поля B0.9 оказались примерно в 2 раза больше Beff и достигали 4000 Гс по абсолютной величине. На высотных распределениях магнитного поля найдены узкие (1-2 Мм) высотные пики, приходящиеся на высоты 6-11 Мм. В двух протуберанцах наблюдался интересный эффект - антикорреляция измеренных значений магнитного поля по линиям D3 и Ha. Поскольку для фотосферных магнитных полей ничего подобного не наблюдается, необходимы какие-то радикальные предположения о структуре магнитного поля.

По-видимому, антикорреляция измеренных полей по линиям D3 и Ha  возможна в рамках МГД модели, предложенной ранее А.А.Соловьевым и В.Г.Лозицким ( Кинематика и физика небес. тел. 1986, 2, 80). Эта модель описывает экранированный бессиловый жгут, имеющий внутри слоистое строение (как у головки репчастого лука), с попеременным чередованием полей противоположной полярности. В таких структурах гелий должен светиться снаружи, при более высокой температуре и при какой-то одной преобладающей полярности магнитного поля. Свечение водорода должно охватывать большую толщу структуры, где температура в целом ниже и где могут быть слои противоположной полярности. Наблюдаемый же эффект должен отражать сложный баланс многих условий: возбуждения свечения, фактора заполнения, силы и полярности магнитного поля. Очевидно, что в различных случаях (местах протуберанца, стадиях его эволюции и пр.) этот баланс может быть различным. Возможное существование на Солнце таких необычных структур с очень сильными магнитными полями представляется одной их важнейших проблем современной гелиофизики.


 

Принят 17 августа 2011 г.  

 

54.   Jan Stenflo
COLLAPSED, UNCOLLAPSED, AND HIDDEN MAGNETIC FLUX ON THE QUIET SUN.

Since the first applications of the Stokes V line ratio in the early 1970s and the Hanle depolarization effect in the early 1980s we have had a dualistic view of quiet-sun magnetism: intermittent kG flux tubes surrounded by an ocean of turbulent fields with strengths of order 10-100 G. There has been the concern that this dualism could be an artefact of using two mutually almost exclusive diagnostic tools, the Zeeman and Hanle effect. We find however that the Hinode line-ratio data alone, without any reference to the Hanle effect, reveal the existence of two distinct flux populations, representing strong (collapsed) and weak (uncollapsed) flux. The collapsed population is preferentially located in the intergranular lanes, while the uncollapsed population is most visible in the bright cell interiors. From a comparison between the intrinsic field strengths, as derived from the line ratio for the collapsed population, and the corresponding flux densities, we can deduce the size distribution of the flux tubes. The majority of them are found to have sizes in the range 10-70 km. The intrinsic flux tube field strength decreases with diminishing size to become substantially smaller than kG for sizes below about 60 km. Comparison between the average of the unsigned flux density in the Hinode quiet-sun data set and earlier constraints from the Hanle depolarization effect shows that most of the flux remains invisible at the Hinode resolution scale due to cancellation of the opposite magnetic polarities within the spatial resolution element. We have derived the cancellation function that describes how the visibility of the hidden flux improves with increased spatial resolution. It needs to be extrapolated to extremely small scales before the constraints imposed by the Hanle effect get satified, which suggests that the bulk of the hidden flux resides at scales near the end of the magnetic scale spectrum (of order 10 m).


 

Принят 25 августа 2011 г.  

 

55.   Б.М. Владимирский
КОСМИЧЕСКИЙ КЛИМАТ И ДЛИННЫЕ ВОЛНЫ КОНДРАТЬЕВА.

Найдено, что глобальные колебания экономической коньюктуры - длинные волны Кондратьева (55 лет) - синхронизованы с циклами солнечной актив- ности. Максимумы волн Кондратьева для 16 -20 вв. сов- падают с 11-летними максимумами чисел Вольфа с рассогла сованием не более 2 лет. Эти же колебания найдены в показателях социокультурной динамики.


 

Принят 25 августа 2011 г.  

 

56.   А.Л. Харитонов, Г.П. Харитонова
ВЛИЯНИЕ СПЕЦИФИЧЕСКИХ ОСОБЕННОСТЕЙ СОЛНЕЧНОЙ ПОГОДЫ НА ГЕОФИЗИЧЕСКИЕ И ТЕКТОНИЧЕСКИЕ ПОЦЕССЫ НА ЗЕМЛЕ.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн имени Н.В. Пушкова (ИЗМИРАН), Московская обл. г. Троицк

Были проанализированы данные изменений амплитуды компонент ММП за период 1-11 января 2007 года, измеренного с космического аппарата (КА) «АСЕ», с 16-ти секундным временным интервалом дискретизации. Анализ решения обратной задачи магнитного потенциала по этим данным непрерывной записи 45000 секунд измерений Bz - компоненты межпланетного магнитного поля, измеренного 8-9 января 2007 года на КА “АСЕ” показал, что в данный период времени (8 - 9 января) на построенных авторами геомагнитных разрезах параметров измеренного ММП, наблюдаются пространственные фрагменты магнитных неоднородностей ММП в зависимости от долготы и от широты координат движения КА «АСЕ».

Геомагнитные разрезы построены в относительных единицах расстояния (L) от КА до Солнца. Кроме того, на этих детальных пространственных геомагнитных разрезах видно, что между орбитой КА “АСЕ” и Солнцем наблюдается не совсем правильной формы спиралевидная магнитная неоднородность ММП, по-видимому, связанные с так называемыми магнитными облаками - турбулентными неоднородностями солнечного ветра, имеющими знак магнитного поля, противоположный знаку секторной структуры Вz - компоненты ММП, наблюдаемого в данный временной период, в данном секторе космического пространства.

Проведенное сопоставление данных о изменении Ао % - интенсивности космических лучей за исследуемый период со 2 по 11 января 2007 года показало, что со 2 по 7 января происходил слабый рост этой величины, а 8 января эта величина достигла некоторого экстремума и далее до 11 января менялась незначительно.

В то же время, температура и плотность солнечного ветра, с 8 по 9 января, в день на который построены пространственные геомагнитные разрезы ММП наблюдается резкое понижение температуры на порядок (с 400 до 40 тыс. град.) и резкое возрастание плотности (Nw) солнечного ветра почти на порядок (с 2 до 12-20 см-3), что по нашему предположению связано с воздействием на измерительные приборы КА «ACE» и др., ионизированнного облака повышенной плотности плазмы и пониженной температуры, отличающегося также по знаку (+/-) By, Bx - компонент и величины модуля - (В) вектора индукции магнитного поля (IMF) и в особенности, по падению скорости солнечного ветра - Sw (и даже изменение ее на обратную, в связи с турбуленцией внутри облака) от остальной плазмы солнечного ветра. Это подтверждают данные за 9-10 января, когда это плотное ионизированное облако ММП оказало непосредственное воздействие на магнитосферу Земли.

Также были сделаны предварительные выводы о возможной связи специфической пространственной структуры плазменных неоднородностей ММП повышенной плотности и сейсмических процессов. Работа выполнена при поддержке РФФИ по гранту № 10-05-00343.


 

Принят 26 августа 2011 г.  

 

57.   Э.А. Барановский, Н.Н. Кондрашова, М.Н. Пасечник, В.П. Таращук
ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ В ХРОМОСФЕРЕ ДВУХЛЕНТОЧНОЙ ВСПЫШКИ, СОПРОВОЖДАВШЕЙСЯ ВЫБРОСОМ.

Изучаются изменения термодинамических параметров хромосферы в начальной стадии двухленточной солнечной вспышки 4 сентября 1990 г., сопровождавшейся выбросом. С этой целью построены неоднородные полуэмпирические модели хромосферы вспышки и выброса для трех моментов наблюдений. Спектры получены на солнечном горизонтальном телескопе АЦУ-26 ГАО НАНУ (Приэльбрусье, п. Терскол, 3100 м). Фотометрические разрезы спектров проходили через два ярких узла одной из лент вспышки и выброс. Сравнение наблюдаемых профилей с невозмущенными для такого же положения на диске (r/R= 0.94) обнаруживает значительную эмиссию в крыльях линии Нa (до 10 ч 12 Е) при сравнительно малой интенсивности в центре Н-альфа (rnu = 0.35-0.6). Получено, что интерпретация такой особенности профилей возможна в предположении, что имеются неразрешаемые детали с глубоким прогревом хромосферных слоев. Моделирование выполняется с помощью двухкомпонентных моделей хромосферы путем согласования наблюдаемых и вычисленных профилей.

Вторая особенность наблюдаемых профилей - сильная асимметричность и смещение по отношению к невозмущенным профилям - интерпретируется наличием лучевых скоростей. Получено, что для большинства разрезов движение направлено вверх в верхней хромосфере (10 ч 30 км/сек) и вниз в нижней хромосфере (5 ч 20 км/сек).

В моделях, рассчитанных для выброса, скорости достигают 70 км/сек.


 

Принят 26 августа 2011 г.  

 

58.   Ю.Ф. Юровский
РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ НЕВОЗМУЩЕННОГО СОЛНЦА И ЛОКАЛЬНЫХ ИСТОЧНИКОВ
НА ВОЛНАХ 5, 10.7, 12 И 95 СМ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ ЗАТМЕНИЯ 4 ЯНВАРЯ 2011 Г. В КРЫМУ. 
НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым, yurovyf@yandex.ru

По наблюдениям затмения определены радио радиусы Солнца R5 » (1.0 ± 0.015)R¤,  R10,12 » (1.05 ± 0.003)R¤ и R95 » (1.2 ± 0.02)R¤, соответственно на волнах 5, 10.7, 12 и 95 см. Яркостная температура невозмущенных участков диска Солнца на этих волнах оказалась равной Td5= (22 ± 2).103, Td10= (44 ± 3).103, Td12= (47 ± 3).103 и Td95= (1000 ± 30).103 К. Над группами пятен на коротких волнах 5, 10.7 и 12 см находились локальные источники радиоизлучения размерами от 1.9 до 2.4 угл. мин. с яркостной температурой от 80.103 до 1.75.106К. На волне 95 см радио поток локальных источников оказался ниже порога обнаружения  ± 1.0.10-22 Вт/м2Гц. Сравнение полученных величин с результатами наблюдения другого затмения 1 августа 2008 г, происходившего в эпоху минимума 11-летнего цикла солнечной активности, показало, что радио радиус Солнца на волнах 10.7 и 12 см увеличился с 1.016R¤ до 1.05 ± 0.003R¤, высота излучающего слоя на этих волнах переместилась с 11.103 км до (30 ± 7).103 км, яркостная температура "невозмущенного" Солнца возросла с (35.8 ± 0.4).103 К до (44 ± 3).103 К на волне 10.7 см, и с (37.3  ± 0.4).103 К до (47 ± 3).103 К на волне 12 см. Следовательно, в связи с началом нового 24-го цикла солнечной активности параметры солнечной атмосферы за 2 года заметно изменились. Почти полное отсутствие локальных источников на наиболее длинной волне 95 см свидетельствует о том. что магнитные поля групп пятен 4.01.2011 были слабыми и не проникали на высоту, откуда могло исходить их излучение. Если это свойство присуще большинству групп пятен 24-го цикла, то оно может быть причиной его низкой вспышечной активности.