Принят 22 марта 2012 г.  

 

1. А.Н. Кришталь, С. В. Герасименко, А.Д. Войцеховская
ИССЛЕДОВАНИЕ НЕОБХОДИМЫХ УСЛОВИЙ ПОЯВЛЕНИЯ ПРЕДВСПЫШЕЧНЫХ ТОКОВЫХ СЛОЕВ В ХРОМОСФЕРЕ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ.
Главная Астрономическая Обсерватория НАН Украины, 27 Заболотного, 03680, Киев

Исследовались условия возникновения мелкомасштабной ионно-звуковой неустойчивости в предвспышечной плазме петельной структуры в активной области. Исследования проводились в рамках полуэмпирической модели FAL (Fontenla-Avrett-Loeser) солнечной атмосферы. На участке токового контура петли вблизи ее основания предполагалось наличие субдрейсеровского электрического поля и параллельного ему «килогауссового» магнитного поля. Показано, что мелкомасштабная ионнозвуковая неустойчивость с низким порогом возбуждения по амплитуде субдрейсеровского поля может возникнуть в исследуемой области до наступления фазы «предварительного нагрева». Показано, что в рамках используемой концепции, снижение порога возбуждения неустойчивости возможно только при повышении степени неизотермичности плазмы. Оказалось, что значительная часть полученного интервала изменения степени неизотермичности попадает в область тепловой неустойчивости предвспышечного токового слоя.


 

Принят 29 марта 2012 г.  

 

2. В.А. Котов
ИНВЕРСИЯ СОЛНЦА И МИНИМУМ 23 - 24 ЦИКЛОВ.
НИИ " ФГБУН КРАО РАН", п. Научный, Крым, vkotov@craocrimea.ru

В 2001 - 2011 гг. среднее магнитное поле (СМП) Солнца измерялось в КрАО по двум спектральным линиям железа (продольные напряжённости B1 и B2; Котов и Ханейчук, 2012). Коэффициент линейной регрессии (условно R = B1 / B2) изменялся в ходе 11-летнего цикла с резким минимумом в 2009 г. Это противоречит модели фотосферы с сильным полем в ``сверхтонких'' магнитных жгутах, подтверждая роль ``сцепления'' фотонов при измерениях эффекта Зеемана. Предположено, что ``инверсия'' R обусловлена квантовой природой света, а также самого Солнца, минимумы которого соответствуют ``спокойным'' состояниям, повторяющимся с периодом PW = 11.07(4) г. Подчёркивается ``пилообразность'' профиля изменения СМП с циклом Хейла PH = 2 PW = 22.14(8) г., подтверждающая правило Гневышева-Оля. Приведены аргументы в защиту космической природы цикла со ``сферой Вольфа'' радиуса RW  = c PW  (c - скорость света).


 

Принят 4 апреля 2012 г.  

 

3. Д.М. Кули-Заде, З.Ф. Шабанова, М.М. Таиров
ОБ ОСОБЕННОСТЯХ ПРОФИЛЕЙ ЛИНИЙ ЗЕЛЕНОГО ТРИПЛЕТА МgI В СПЕКТРЕ СОЛНЦА И ПРОЦИОНА.
Бакинский Государственный Университет e-mail: ckulizade@mail.ru

В видимой области спектра Солнца и звезд спектрального класса F и G хорошо представлен триплет МgI, возникающий при переходе с нечетного терма на четный терм 33 Po12 на четный терм 43S1. Линия b1 ( l 5183.019A) и b2 ( l 5172.698A) полностью свободны от бленд, а линия b4 ( l 5167.328A) блиндирована соседней линией FeI почти такой же интенсивности.

На основе современных цифровых спектральных материалов, полученных на быстросканирующих двойных монохроматорах и фуреспектрометров высокого спектрального разрешения и высокой дисперсии построены профили линий триплета МgI в спектре полного потока от Солнца и звезды Проциона. В случае Солнца дисперсия составила 2 мA/мм, а для Проциона - 5 мA/мм. Определены спектрофотометрические характеристики профилей линий с большой точностью.

Резултаты приведены в таблице 1, где W- эквивалентная ширина, D l1/2 - полуширина, D l1/4  - четвертширина и Ro - центральная глубина профилей линий.

Таблица 1

l, A Спектрофотометрические
характеристики
Солнце
как звезда
Процион
5167.328 W, A
D l1/2 , A
D l1/4 , A
Ro
0.83
0.62
1.14
0.901
0.39
0.36
0.56
0.764

5172.698

W, A
D l1/2 , A
D l1/4 , A
Ro
1.13
0.90
1.74
0.923
0.43
0.46
0.74
0.802
5183.019 W, A
D l1/2 , A
D l1/4 , A
Ro
1.66
1.20
2.30
0.927
0.58
0.49
0.87
0.826

В случае центра диска Солнца в профилях линий b1   и b2  наблюдается резкий переход от ядра к крыльям профилей. Это видимо, связана резким отличием эффективных глубин образования ядер и крыльев профилей линий. Для линий b4 такое не наблюдается.

В спектрах полного потока от Солнца и Проциона резкое различие ядер и крыльев не наблюдается. От Солнца к Проциону эквивалентные ширины W, полуширины D l1/2 и четвертширины D l1/4   уменьшаются почти в два раза. Центральные глубины при этом уменьшаются приблизительно на 12%.


 

Принят 4 апреля 2012 г.  

 

4. Д.М. Кули-Заде, Р. Сартипзаде
ЦПРОФИЛИ ЛИНИЙ ИНФРАКРАСНОГО ТРИПЛЕТА CaII В СПЕКТРЕ СОЛНА.
Бакинский Государственный Университет e-mail: ckulizade@mail.ru

На основе цифровых спектральных материалов, полученных с помощью двойного монохроматора быстрого сканирования. Построены профили линий инфракрасного триплета CaII в спектре центра диска Солнца. Спекральное разрешение составило около 2mA. Высокая спектральная дисперсия (остаточные интенсивности даются с шагом 2mA) позволила построить профили линий с большой уверенностью. Линии этого триплета возникающие при нечетно-четном переходе 42 P01/2,3/2 - 32 D3/2,5/2  являются наиболее сильными в инфракрасной области спектра Солнца. Переходу  42 P03/2 - 32 D3/2  соответствует линия l8498,062A, переходу 42 P03/2 - 32 D5/2   - линия l8542,144A и переходу 42 P01/2 - 32 D3/2 - линия l8662,170A. Эти цифровые спектры позволили построить профили линий инфракрасного триплета однократно ионизированного кальция и определить их основные спектрофотометрические характеристики с большой точностью. Линий инфракрасного триплета CaII в спектре Солнца характеризуются широкими профилями с протяженными крыльями простирающими на 10-12A от центра линии в фиолетовую и красную сторонам. Центральные части профилей довольно свободны от наложений соседних линий.

Наблюдаемые спектрофотометрические характеристики линий инфракрасного триплета CaII приведены в таблице 1, где W- эквивалентная ширина , D l1/2 - полуширина,  D l1/4  - четвертширина и Ro - центральная глубина профилей линий.

Таблица 1

l, A W, A D l1/2, A D l1/4, A Ro
8498.062 1,3 0,99 2,14 0,722
8542.144 3,0 2,00   5,14 0,821
8662.170 2,5 1,64   3,76 0,814

Согласно правилу сумм можно показать, что теоретические относительные интенсивности линий инфракрасного триплета CaII

                                                      I (l 8498,062A) : I (l 8542,144A) : I(l 8662,170A)=9:1:5.

По данным таблицы 1 получили, что

                                                     I (l 8498,062A) : I (l 8542,144A) : I(l 8662,170A)=2,3:1,0:1,9.

Следовательно, наблюдаемые отношения интенсивностей линий триплета значительно отличаются от теоретических. Это связано с наличием самопоглощения в линиях.


 

Принят 14 мая 2012 г.  

 

5. M.M. Koval`chuk, M.B. Hirnyak
THE INVESTIGATION OF PHYSICAL CONDITIONS OF FRAUNHOFER LINES FORMATION IN SOLAR PHOTOSPHERE.

Astronomical Observatory of the Ivan Franko Lviv National University,
Kyrylo and Mephodii str.,8, Lviv, Russia,
e-mail: hirnyak@astro.franko.lviv.ua

The quantitative investigation of physical conditions in solar atmosphere is carried out. The basis for this investigation is catalogue of profiles and equivalent widths of lines were carried out by means of solution of transfer equation of radiation with using observational lines of Fraunhofer solar spectrum. The lines with different intensities and different excitation and ionization potentials are used for receive of information about different heights of solar atmosphere from her foundation ( H = 0 -40 km ) to external layers ( H = 350 - 400 km ). Agreement of theoretical profiles and equivalent widths with observational gave possibility to find out mechanisms of absorption lines formations, account influence of effects from Local Thermodynamical Equillibrium, etc. Calculations of theoretical often used solar atmosphere model ( VAL - 80 ).


 

Принят 14 мая 2012 г.  

 

6. M.M. Koval`chuk, M.B. Hirnyak
THIN STRUCTURE OF SMALL-SCALE SOLAR CONVECTION.
Astronomical Observatory of the Ivan Franko Lviv National University,
Kyrylo and Mephodii str.,8, Lviv, Russia,
e-mail: hirnyak@astro.franko.lviv.ua

Simulation of the theoretical profiles and equivalent wides of absorption lines of solar spectrum by numerical solution of equation of radiation transfer within the limits of six-component model of solar atmosphere VAL-80 is carried out.

The lines suitable for the study of solar unhomogenithy that cover the wide range of values of excitation and ionization energies of various chemical elements were taken. The network of values of physical parameters of lines with different intensities which are formed in extended of solar photospheric layers as a result of shoch and radiation processes which are control the source function are received.

For numerical investigation of solar unhomogenities the comparison of the received theoretical profiles and equivalent wides of absorption lines with observed spectra of small-scale solar convection especially granulation is carried out.

The detailed analyze of rations of equivalent wides in structures of small-scale solar convection ( granula/ intergranular lane ) is performed on the base of alternative grouping of those lines on next features:

1. on the differences in the ionization potentials;

2. on the differences in the excitation potentials;

3. on the differences in the atomic weights;

4. on the differences of the magnetic and non-magnetic lines;

5. on the differences of the red and violet ranges of spectrum;

6. on the differences in the lines of atomic and ionizated elements;

7. on the differences in the equivalent wides (in line power).

It is shown that for the determination of physical conditions in non-homogeneous solar atmosphere just the same individual approach for solar spectrum line is necessary.

The results of calculations in the hot ( D ) and cold ( A ) flows of the model VAL-80 give the good agreement with observed equivalent widths and their ratios in the structures granula / intergranular lane is carried out.


 

Принят 16 мая 2012 г.  

 

7. А.А. Баран, М.И. Стодилка
ПОЛЕ ВЕРТИКАЛЬНЫХ СКОРОСТЕЙ ФОТОСФЕРНОЙ КОНВЕКЦИИ СОЛНЦА.
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко 79005 Львов, Кирилла и Мефодия, 8
e-mail: baran@astro.franko.lviv.ua

В работе проанализированы распределения вариаций вертикальних споростей в солнечной фотосфере, полученные за даными наблюдений Солнца в линии нейтрального железа l  » 639.3 нм с высоким пространственным и временным разрешением. Волновые движения устранены путем k-v фильтрации. Методом фильтрации пространственных и временных частот выделены конвективные ячейки на масштабах грануляции (размер ячейки Ј 5 Мм и время жизни Ј15 мин) и мезогрануляции (размер ячейки > 5 Мм и длительность существования ограничена временем наблюдения - 2.6 ч). Для выделения супергрануляции мы подавляли движения с горизонтальными скоростями больше 0.5 км/с с последующем усреднением их по времени.

Воспроизведенное нами поле вертикальних скоростей фотосферной конвекции Солнца состоит с вертикальных колонок на определенных масштабах. Максимальная вертикальная скорость на масштабах грануляции и мезогрануляции сосредоточена в нижней фотосфере и убывает с высотой. Не все конвективные потоки малых и средних масштабов достигают высот температурного минимума. На масштабах супергрануляции конвективные потоки проходят сквозь всю фотосферу до высот температурного минимума и, возможно, еще выше: вертикальная скорость восходящего потока увеличивается с высотой и поток расширяется, в то же время нисходящий поток сужается и вертикальная скорость падает.


 

Принят 16 мая 2012 г.  

 

8. И.С. Лаба1, Л.Н. Янкив-Витковская2, П.Г. Лисняк3, И.Я. Пидстрыгач1
К ВОПРОСУ ОБ УРОВНЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В ЗАТЯЖНОМ И ГЛУБОКОМ МИНИМУМЕ ЦИКЛОВ 23/24 И ЕГО ВЛИЯНИЕ НА КЛИМАТ ЗЕМЛИ .
1Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко,
ул. Кирилла и Мефодия, 8, г. Львов, 79005, Россия, laba@astro.franko.lviv.ua
2Институт геодезии национального университета «Львовская политехника», ул. С.Бандеры, 12, г. Львов, 79013, Россия
3Тернопольский национальный педагогический университет им. В. Гнатюка, ул. Кривоноса, 2, Тернополь, 46009, Россия

Исследование солнечной активности (СА) и ее влияния в пределах гелиосферы, в частности, на климатическую систему Земли, является актуальной темой физики Солнца и солнечно-земных связей. Изменения климата Земли обусловлены прежде всего постоянным циклическим изменением СА.

Фаза минимума начавшаяся в 2005 г., длилась почти 5 лет, включив в себя глубокий минимум (2006-2009 г.г.), часть ветви спада цикла №23 и начало ветви роста цикла №24. Минимум циклов 23/24 - это период особенно низкой пятнообразующей деятельности Солнца, большого количества дней свободных от пятен (2007 г. - 163, 2008 г. - 268, 2009 г.- 260), окончания старого цикла (декабрь 2008 г.), рождения (январь 2009 г.) и развития нового цикла №24. Частота появления групп пятен падала в старом цикле и медленно росла в новом цикле в этот период.

Характерной особенностью минимума циклов 23/24 является его совпадение с минимумом векового цикла; первый минимум был промодулирован вторым. Вследствие этого все параметры Солнца (магнитная энергия, электромагнитное и корпускулярное излучение, радиопотоки F 10.7 см, солнечная постоянная, давление солнечного ветра (СВ), планетарный Ар-индекс и т.д.) достигли рекордно низких уровней. Число дней безпятенного Солнца оказалось рекордным за последние ~ 100 лет (820). Снижение давления СВ рекордно повысило уровень галактических космических лучей (ГКЛ). Верхние слои атмосферы Земли подверглись охлаждению, геофизическая активность (кроме декября 2006 г.) была низкой.

Незначительный рост СА наблюдался в октябре и особенно в декабре 2009 г., продолжался до конца декабря 2010 г., указывая на начало выхода из глубокого минимума. За три первые месяца 2011 г. наблюдался постепенный рост среднемесячных значений чисел Вольфа (W),свидетельствуя о выходе из минимума.

Отсутствие пятен в минимуме циклов 23/24 связано с низкой ( <1500 Гс) индукцией магнитного поля в активных образованиях фотосферы, а большая длительность объясняется наблюдаемым замедлением потоков плазмы в недрах Солнца, что указывает на изменение режима генерации магнитного поля в тахоклине.

Исследуя колебания климата за последнее тысячелетие (Eddy,1976,1977, Борысенков, 1988 и др.) получена высокая корреляция между вековыми вариациями СА и соответствующими изменениями климата Земли по фазе и амплитуде. В каждом вековом минимуме наблюдалось похолодание, а в период максимума потепление. Согласно космоклиматической теории изменения климата (Svensmark, 2007), кроме прямого действия солнечной радиации на Землю, существует опосредственное действие через ГКЛ. В вековых минимумах (низкие 11-летние циклы) значительно уменьшается давление СВ, магнитное поле которого не способно экранировать ГКЛ, большая часть которых (1015 эВ), достигая нижних слоев тропосферы и взаимодействуя с ней, становится центром конденсации, образуя низкие облака. Это ведет к охлаждению Земли.

Цикл №23 по многим параметрам отличается от предыдущих циклов; он очень похож на циклы №4 и №13, после которых наблюдался ряд 11-летних циклов низкой амплитуды. Учитывая падение полярного (последовательного) магнитного поля в 2 раза на протяжении последних циклов, можно ожидать, что ряд 11-летних циклов, начиная с №24 будут низкой амплитуды.

Глобальная температура (Т глоб, индикатор состояния изменения климата0 достигла пикового значения в 1998 г., а с начала 1999 г. и по 2011 г. достаточно стабилизировалась, несмотря на интенсивное продолжение выбросов парниковых газов (СО 2, SO3 и т.п.) в атмосферу.

Ключевые слова: солнечная активность, климат Земли.


 

Принят 17 мая 2012 г.  

 

9. Н.Г. Петерова1, А.Н. Коржавин1,  Н.А. Топчило2
КОЛЬЦЕОБРАЗНЫЙ ИСТОЧНИК ЦИКЛОТРОННОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ NOAA 11140 ПО НАБЛЮДЕНИЯМ С ВЫСОКИМ РАЗРЕШЕНИЕМ 1 УГЛ. СЕК.
1С.-Петербурский филиал Учреждения Российской академии наук Специальной астрофизической обсерватории РАН, С.-Петербург, Россия ,
2С.-Петербурский государственный университет, С.-Петербург, Россия

Характерным свойством, предсказанным теорией циклотронного излучения для источников микроволнового излучения (ИЦМИ) над солнечными пятнами [1-2], является сложная структура изображения этого источника. Вследствие сильной зависимости оптической толщи от угла между лучом зрения и направлением магнитного поля, модельные изображения ИЦМИ в картинной плоскости имеют вид кольца или серпа, зависящие от положения пятна на диске Солнца.

Несмотря на многочисленные случаи наблюдений такого рода структур, однако, до сих пор нет ни одного примера, подтверждающего с достаточной достоверностью существование особенностей изображения ИЦМИ, рассчитанных в [1-2]. Это объясняется целым рядом трудностей исследования ИЦМИ, одним из которых является ограниченность пространственного разрешения наблюдений в радиодиапазоне, в лучшем случае, в частности во время солнечных затмений, составляющего (2-4)".

В докладе представлен новый пример исследований структуры изображения ИЦМИ  активной области NOAA 11140, выполненных с использованием наблюдений во время солнечного затмения 04.01.2011 г., при которых удалось достичь рекордной разрешающей способности наблюдений ~ 1", близкой к предельному значению, определяемому дифракцией излучения на лунном крае. Полученные высококачественные одномерные распределения яркости пятенного источника активной области NOAA 11140 позволили построить квазидвумерные  карты яркостных температур над пятном в предположении о круговой симметрии этих распределений. Приведены результаты расчетов для периода открытия этого источника на волне 6.2 см и сопоставлены с результатами моделирования [1]. Сопоставление показывает подобие структур (расчетной и модельной), однако для АО 11140, наблюдавшейся под большим углом зрения, следовало бы ожидать более выраженный эффект влияния этого угла на структуру изображения ИЦМИ. В целом, подтверждается правильность представлений о физических параметрах корональной плазмы над солнечными пятнами, характеризующейся высокой температурой ~ (2-5) MK и большими значениями коронального поля ~ 1 КГс на высотах ~ 5 тыс. км над уровнем фотосферы.

-      1. Hildebrant J., Seehafer N., and Kruger A. An example of a solar S-component model calculation using force-free magnetic field extrapolation // Astron. Astrophys. V.134. P.185-188. 1984.

-      2. Гельфрейх Г. Б., Лубышев Б. И. О структуре локальных источников S-компоненты радиоизлучения Солнца // Астрон. журн., Т. 56.  Вып.3. С.562-573. 1979.

                                                        

  Рис. 5 Верхний ряд - модель источника  циклотронного излучения над солнечным пятном (фотосферное магнитное поле Нmax=2,6 КГс), рассчитанная для частоты 4,9 Ггц  [1]. Слева – распределение оптической толщи и положения   гироуровней в вертикальном сечении плоскостью, проходящей через центр источника, справа – модельные распределения яркостной температуры (Tb) и степени поляризации (р) в картинной плоскости. Нижний ряд – полученные в наблюдениях солнечного затмения 04.01.2011 г. на волне 6,2см. одномерные распределения интенсивности (I), круговой поляризации (V) и степени поляризации (p) и рассчитанные по ним квазидвумерные распределения яркостной температуры (Tb) и степени поляризации (p).


 

Принят 30 мая 2012 г.  

 

10. Г.С. Иванов-Холодный, В.Е. Чертопруд
КВАЗИДВУХЛЕТНИЕ ВАРИАЦИИ ФОНОВОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА В 23 СОЛНЕЧНОМ ЦИКЛЕ.

По данным SOHO/MDI (15-летний ряд оцифрованных солнечных магнитограмм с 2" разрешением - карт напряженности солнечного магнитного поля B) проведен анализ квазидвухлетних вариаций (КДВ) фонового магнитного поля Солнца в 23 солнечном цикле. На каждой из магнитных карт, следующих с суточным шагом, выделен прямоугольник шириной ~0.2 радиуса Солнца, вертикальная ось которого совпадает с солнечным центральным меридианом и охватывает широтный интервал j ~ ±80о. По данным, считанным с прямоугольника, построены зависимости <B> и <B2> от |j|. Затем определены скользящие с шагом 1 месяц среднегодовые значения этих параметров и с помощью их фильтрации выделены КДВ в изменениях <B> и <B2>. Высокое пространственное разрешение магнитограмм позволяет рассматривать более сильные и более слабые фоновые поля раздельно. Использовалось три варианта вычислений при различных уровнях напряженности солнечного магнитного поля: |B| Ј 75 Гс, |B| < 100 Гс и |B| >75 Гс.

Установлено, что в изменениях обоих величин ( <B> и <B2>) практически на всех широтах наблюдаются КДВ. Их вид существенно не меняется при переходе от слабых к сильным магнитным полям. На широтах королевской зоны (|j» 10-30о) магнитные КДВ в обоих случаях близки к КДВ индексов солнечной активности (W и F10.7). При переходе к другим диапазонам широт |j| структура магнитных КДВ меняется. КДВ среднего магнитного поля (<B>) в диапазонах широт |j|<30о и |j|=30о-70о почти зеркально-симметричны друг другу, а КДВ магнитной энергии (µ<B2>) на разных широтах при |j|>10о повторяют друг друга, слегка запаздывая с ростом |j|.

Подтверждается представление о том, что в фоновом магнитном поле Солнца существуют глобальные КДВ, охватывающие почти всю поверхность Солнца, источником которых не являются возмущения от очагов солнечной активности. Обсуждаются особенности магнитных КДВ в 23 солнечном цикле и их интерпретация.

Авторы признательны коллективу сотрудников SOHO/MDI за предоставленные данные. Работа поддержана грантами РФФИ 10-02-00960-а и 11-02-00259-а.


 

Принят 30 мая 2012 г.  

 

11. Е.В.  Девятова, В.И.   Мордвинов 
ВЛИЯНИЕ КРУПНОМАСШТАБНОЙ СТРУКТУРЫ ТЕЧЕНИЯ НА НЕУСТОЙЧИВОСТИ В ТАХОКЛИНЕ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 664033 Россия, г. Иркутск, ул. Лермонтова 126А, а/я-291
elenadevyatova4@gmail.com

Многие явления солнечной активности могут быть связаны с развитием неустойчивостей в тахоклине - тонком слое под конвективной оболочкой с большими градиентами скорости дифференциального вращения. Важное значение для развития неустойчивостей имеет наличие в тахоклине тороидального магнитного поля. Дополнительным источником неустойчивостей может быть деформация горизонтальной и вертикальной структуры среднего потока. В работе представлены результаты численных экспериментов с квазигеострофической моделью «мелкой воды», использованные для оценок неустойчивостей в тахоклине, обусловленных вариациями толщины слоя и неосесимметричной составляющей среднего потока. Расчеты показали, что оба фактора приводят к дестабилизации дифференциального вращения даже в том случае, если профиль дифференциального вращения устойчив. Время раскачки неустойчивостей может составлять несколько оборотов Солнца, что вполне согласуется с характерными временами развития активных явлений на Солнце. Непосредственной причиной возмущений в тахоклине могут быть ячейки проникающей конвекции.


 

Принят 30 мая 2012 г.  

 

12. В.А. Остапенко
СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ - ТОКОВЫЕ СЛОИ НА СОЛНЦЕ, ЭКОЛОГИЧЕСКАЯ ВОДОРОДНАЯ ЭНЕРГЕТИКА.
Украинская Академия Наук, Киев, osdar@online.ua

Решена основная проблема физики солнечных вспышек. Первичным источником активных процессов в солнечной плазме является энергия магнитного поля. Механизм трансформации магнитной энергии в энергию плазмы - «токовый слой» (CS). Первый «природный» токовый слой обнаружен в спектре вспышек,рассчитан и исследованэкспериментально. Токовый слой открыт не во вспышке, как ожидалось. Сама солнечная вспышка и есть токовый слой, его прямое наблюдаемое проявление в хромосферной плазме. Непрерывное излучение токового слоя - «черная» BLF- и «белая» WLF- вспышка (как и свечение фотосферы Солнца) - является следствием возбуждения отрицательного иона водорода при плотности водородной плазмы  5 1017 см-3.

Непрерывное излучение отрицательного иона водорода возникает без использования кислорода. Оно является новым (экологически чистым) видом энергии, которая на Земле еще не использовалась в таком качестве. Рассчитаны основные принципы управляемого освобождения энергии водородной плазмы без использования кислорода. Обсуждается применение новой водородной энергетики для уменьшения последствий глобальных катастроф, решения (бытовых и глобальных) проблем экологии, разложения органики живой природы с целью производства первичных энергоносителей, создания систем полного цикла жизнеобеспечения автономных поселений. Созданы первые установки разложения органики (и других водородсодержащих соединений) на их составляющие. Тем самым, оказывается решенной принципиально основная проблема альтернативной энергетики- получение первичных энергоносителей из возобновляющихся запасов органики живой природы. Намечены пути решения экологии и выживания в условиях глобальной катастрофы.

Предложены принципы создания телескопов нового поколения для построения изображения источников любых ионизирующих частиц (фотонов, протонов, нейтрино, др.). Подводный мюонный телескоп регистрации нейтринного потока от удаленного точечного источника представляет собой практически готовый телескоп нового поколения. Несколько космических обсерваторий на земной орбите(типа КА СТЕРЕО) позволяют уже сегодня создать телескоп с диаметром объектива ~16 световых минут (300 миллионов километров) и уникальным пространственным разрешением.

Основные материалы получены: На основе наблюдений эшельных спектров солнечных вспышек с ГСТ АО КГУ им. Т.Г.Шевченко и их фотометрического анализа с 40-канальным микрофотометром МФ4А АО КГУ. На основе создания теории профилей спектральных линий 3D-образований с интенсивными направленными потоками плазмы, На основе решения полной системы уравнений стационарности для дискретного излучения совместно с уравнениями переноса непрерывного излучения атома водорода для 50 объектов во всем диапазоне мощностей солнечных вспышек. Монография содержит 16 глав, иллюстрирована, список литературы 692 названия. Ссылка на монографию:
Остапенко В.А. «Солнечные вспышки - токовые слои на Солнце, экологическая водородная энергетика». Киев, «Россия», 2011, 452 с.


 

Принят 31 мая 2012 г.  

 

13. Е.В. Милецкий, В.Г. Иванов, Ю.А. Наговицын
СВОЙСТВА ШИРОТНЫХ РАСПРЕДЕЛЕНИЙ ПЯТЕН И ЗАКОН ШПЁРЕРА.
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, Санкт-Петербург

По данным о солнечных пятнах за 1874-2011 гг. исследованы основные свойства широтных распределений солнечных пятен. Показано, что широтное распределение пятен данного года может быть приближённо описано нормальным законом с дисперсией, тесно связанной с текущим уровнем солнечной активности. Рассмотрены различные варианты реконструкции широтного распределения солнечных пятен в прошлом, основанные на полученных закономерностях.

Установлено, что величина асимметрии, которая характеризует различие средних, мод и медиан, полученных распределений, пропорциональна индексу числа групп пятен и имеет тенденцию к увеличению в середине 11-летнего цикла.

Для каждого из рассмотренных 11-летних циклов (12-23) построены широтно-временные траектории средних и медианных широт, характеризующие циклический экваториальный дрейф зоны пятен (закон Шпёрера) и вычислена средне-циклическая разность этих траекторий, которая (в отличие от самих траекторий) оказывается связанной с мощностью цикла.

Дана интерпретация полученных закономерностей по отношению к различным теоретическим моделям 11-летнего цикла.


 

Принят 31 мая 2012 г.  

 

14. А.Л. Акимов, Л.А. Акимов
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ Н-АЛЬФА ВСПЫШЕК ПО ДИСКУ СОЛНЦА В 20 - 23 ЦИКЛАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, ул. Сумская, 35, г. Харьков, Россия, 61022

Приводятся результаты подсчета ежедневного количества вспышек в северо-восточном, северо-западном, юго-восточном и юго-западном секторах солнечного диска в 20 - 23 циклах солнечной активности.

Изучена временная зависимость вспышечной активности в разных полушариях диска. Показано, что северо - южная (N-S) асимметрия была максимальной в 20 цикле. В 21 цикле вспышечная активность постепенно перемещается из северного полушария в южное.

Во всех исследованных циклах заметна 540 - дневная периодичность N-S асимметрии вспышек.

Восточно - западная (E-W) асимметрия велика в 21 и 22 циклах. Показано, что в поведении E-W асимметрии вспышек наблюдается годичная периодичность.


 

Принят 31 мая 2012 г.  

 

15. А.Л. Акимов, Л.А. Акимов, Н.П. Дятел
УНЧ-КОЛЕБАНИЯ СТАЛЬНОЙ КОНСТРУКЦИИ В ПЕРИОД ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ НА СОЛНЦЕ В МАРТЕ 2012 Г.
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, ул. Сумская, 35, г. Харьков, Россия, 61022 

На наблюдательной станции НИИ астрономии ХНУ, находяшейся в 70 км от Харькова, с 6 по 16 марта 2012 года в отдельные периоды наблюдались вертикальные колебания горизонтальной перекладины стальной конструкции П-образной формы. Эта конструкция изготовлена из трубы диаметром 5 см. Длина перекладины 560 см., высота стоек 250 см.

Частота колебаний составляла около 3.5 герца. Такие колебания, если они вызваны электромагнитными волнами, относятся к высокочастотной части спектра ультранизкочастотных колебаний в земной атмосфере.

Продолжительность колебаний от 10 минут до 2 часов. Наблюдения эпизодические. В 16 часов 45 минут киевского времени 9 марта проведена видеосъемка процесса.

Максимальная амплитуда колебаний центральной части перекладины составляла около 1 см. Экспериментально найдено, что труба прогибается на 0.6 см под действием груза массой 5 кг, подвешенного в центральной части, а добротность системы на резонансной частоте составляет около 300.

Наблюдаемые колебания, по-видимому, связаны с геоэлектромагнитными пульсациями, вызванными большой вспышечной активностью группы №11429 при прохождении по диску Солнца в марте 2012 года.


 

Принят 31 мая 2012 г.  

 

16. И.Л. Белкина, Г.П. Марченко
БОЛЬШАЯ ЛИМБОВАЯ ВСПЫШКА 22 СЕНТЯБРЯ 2011г. ПО НАБЛЮДЕНИЯМ В ЛИНИИ ГЕЛИЯ 1083 НМ.
НИИ астрономии Харьковского национального университета им. В.Н. Каразина, ул. Сумская, 35, г. Харьков, Россия, 61022 

Приведены результаты изучения вспышки балла Х14 по наблюдениям участка спектра в окрестностях линии НеI  l 1083 нм. Вспышка была расположена вблизи восточного лимба и на самом лимбе.

Наблюдения начаты в 11.03 UT, сразу после максимума рентгеновского всплеска (11.01 UT) и продолжались до 13.47 UT . Получено 20 изображений полного диска Солнца в линии НеI  l 1083 нм, а также средние контуры линии гелия во вспышечных петлях и на диске для разных моментов развития вспышки.

Оценена полная энергия, выделенная вспышкой в линии гелия на лимбе.

Найдено, что контуры линии гелия на лимбе имели в начале наблюдений полуширину > 0.42 нм, на фазе спада яркости в послевспышечных петлях она составила 0.35 нм.

Вблизи максимальной фазы вспышки и до 11.35 UT на лимбе наблюдалось смещение линии НеI 1083 нм в синюю часть спектра, которое вместе с изменениями в картинной плоскости показало, что во вспышке происходили макроскопические движения со скоростями порядка нескольких десятков км/с.

Обнаружено, что на изображениях, полученных до 11.15 UT, отдельные узлы вспышки на диске наблюдались в эмиссии. Согласно расчетам Ding, Li & Fang (2005) это может свидетельствовать в пользу механизма ионизации и возбуждения гелия во вспышке пучком нетепловых электронов.

Ding, M.D.; Li, H & Fang, C. // A&A, 2005, v.432, p.699-704.


 

Принят 5 июня 2012 г.  

 

17. А.К. Свиржевская, Г.А. Базилевская
ВЛИЯНИЕ ВОЗМУЩЕННОСТИ ГЕЛИОСФЕРНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ И НАКЛОНА ТОКОВОГО СЛОЯ
НА ИНТЕНСИВНОСТЬ ГАЛАКТИЧЕСКИХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ.

Федеральное государственное бюджетное учреждение Российской академии наук
Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН, Москва,
svirzhak@fian.fiandns.mipt.ru

  Основная модуляция потоков галактических космических лучей в гелиосфере происходит за счет диффузионного и дрейфового механизмов. Диффузионный пробег частиц зависит от индукции и от неоднородностей гелиосферного магнитного поля, тогда как роль дрейфа начинает сказываться при малых значениях угла наклона гелиосферного токового слоя. В работе показано, что вблизи минимума солнечной активности эти параметры коррелируют между собой, что способствует более эффективному проникновению галактических космических лучей во внутреннюю гелиосферу.


 

Принят 5 июня 2012 г.  

 

18. В.М. Григорьев, Л.В. Ермакова, А.И. Хлыстова
ФОРМИРОВАНИЕ ВЕДУЩЕГО ПЯТНА В АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ.
Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики
Сибирского отделения РАН, Иркутск, Россия

По материалам SDO, имеющим высокое временное и пространственное разрешение, продолжено изучение динамики магнитного поля и вещества в атмосфере Солнца при возникновении активных областей. Использовались данные о продольном магнитном поле, лучевых скоростях, изображения в континууме и в линии Fe IX 171 A. Проанализирован процесс формирования пятна среднего размера.


 

Принят 6 июня 2012 г.  

 

19. В.М. Малащук, Н.Н. Степанян
МАГНИТОИЗОЛИРОВАННЫЕ КОМПЛЕКСЫ НА ДВУХ УРОВНЯХ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОНМС Украины, Научный, АР Крым, Россия, 298409,
mvm@craocrimea.ru, nataly@craocrimea.ru

Рассмотрено 19 магнитоизолированных комплексов, обнаруженных в верхней хромосфере по наблюдениям в линии Не I   l 1083 нм.

Цель настоящей работы - выяснить, наблюдаются ли магнитоизолированные комплексы на более высоких уровнях в короне, сравнить вид комплексов на высотах образования линий Не I  l 1083 нм и Fe IX-X  l 17.1 нм., а также оценить связь магнитного поля внутри комплекса с внешними областями по распределению арочных структур на этих высотах и изменению площадей КД с высотой.

                        Комплекс 1 марта 2000 г. Изображения слева направо: Изображение Солнца в линии Не I  l 1083 нм,
                        негатив изображения Солнца в линии 17.1 нм, изображение Солнца в линии Не I l 1083 нм
                        с нанесенной границей комплекса

Сравнение магнитоизолированных комплексов, наблюденных на двух уровнях в атмосфере Солнца по изображениям в линиях 1083 нм и 17.1 нм, привело к следующим результатам:

· Комплексы, обнаруженные первоначально в верхней хромосфере на изображениях Солнца в линии Не I  l 1083 нм, уверенно отождествляются в короне на изображениях в линии Fe IX-X  l 17.1 нм.

· Границы комплексов на обеих высотах всегда видны в виде каналов, ширина которых зависит от структур, расположенных рядом с границами внутри и вне комплекса.

· Большинство арочных структур, один конец которых находится внутри комплекса, не пересекают границ комплексов ( »70% на уровне хромосферы и  »80% в короне).

· 80% корональных дыр, входящих в комплексы, имеют открытую структуру магнитного поля.

Все это подтверждает реальность существования обнаруженных нами магнитоизолированных комплексов. Наблюдения их в короне позволяют говорить о магнитной изолированности комплекса и открытой магнитной структуре.

Существенно, что этот вывод получен не из расчета магнитного поля на разных высотах, а по наблюдениям структур, трассирующих магнитные силовые линии, и по определениям площадей КД на двух уровнях в атмосфере Солнца.


 

Принят 12 июня 2012 г.  

 

20. О.А. Голубчина, А.Н. Коржавин
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЯРКОСТНОЙ ТЕМПЕРАТУРЫ И ЭЛЕКТРОННОЙ КОНЦЕНТРАЦИИ В ПОЛЯРНОЙ ОБЛАСТИ КОРОНЫ СОЛНЦА ПО НАБЛЮДЕНИЯМ НА РАДИОТЕЛЕСКОПЕ РАТАН-600 .
Санкт-Петербургский филиал Специальной Астрофизической обсерватории,
Санкт-Петербург, Россия САО РАН

Согласно результатам наблюдения и моделирования максимальной фазы солнечного затмения 29.03.2006 на РАТАН-600 получены распределения яркостной температуры и электронной концентрации в полярной области короны Солнца в сантиметровом диапазоне длин волн: (1-30) см. Распределения определены на расстояниях от лимба Солнца до двух радиусов Солнца от его центра. Показано, что использование формулы Баумбаха-Аллена для определения электронной концентрации в сферически симметричной короне при построении модели удовлетворяет данным наблюдений, начиная лишь с расстояний 1.5 радиуса Солнца.

Распределение электронной конценрации в сантиметровом диапазоне длин волн наиболее близко к значениям, приведенным в литературе, для полярной и экваториальной областей короны в периоды минимальной активности Солнца.

Проявление корональной дыры над северным полюсом Солнца наиболее заметно на волне наблюдения 13 см.


 

Принят 25 июня 2012 г.  

 

21. А.А. Логинов1, О.К. Черемных1, В.Н. Криводубский2, Н.Н. Сальников1 
ГИДРОДИНАМИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ГЛОБАЛЬНЫХ ТЕЧЕНИЙ СОЛНЦА (МЕРИДИОНАЛЬНОЕ ТЕЧЕНИЕ, ТОРСИОННЫЕ КОЛЕБАНИЯ, ПРОСТРАНСТВЕННО-ВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ ПОЛОИДАЛЬНОГО ТЕЧЕНИЯ). 
1Институт космических исследований НАН и НКА Украины, г. Киев
2Астрономическая обсерватория Киевского национального университета им. Тараса Шевченко.

Используя данные гелеосейсмологии о дифференциальном вращении Солнца, изучалась устойчивость тороидального течения по критерию Рэлея. Была определена область в конвективной зоне, где вращение Солнца теряет устойчивость. Для изучения вторичных течений, возникающих вследствие неустойчивости, была построена математическая модель, входными параметрами которой взяты данные гелеосейсмологии о дифференциальном вращении в конвективной зоне, а из стандартной модели Солнца мы исспользовали данные о распределении плотности по радиусу. Численным счетом по методу Галеркина мы получили 18 решений, описывающих вторичные течения. 9 решений описывают течения, полоидальные компоненты скорости которых симметричны относительно экватора, т.е. эти течения могут пересекать экватор, и 9 решений описывают течения, полоидальные компоненты скорости которых антисимметричны относительно экватора, т.е. эти течения имеют нулевую скорость на экваторе. Среди полученных решений оказались колебательные: два антисимметричных с периодами колебаний приблизительно 130 лет, 35 лет и одно симметричное с периодом 20 лет. Эти колебания по своему пространственному строению и поведению качественно похожи на торсионные колебания и пространственно-временные вариации полоидального течения, тогда как оставшиеся 13 решений можно отождествить с наблюдающимся на поверхности Солнца глобальным полоидальным течением.


 

Принят 25 июня 2012 г.  

 

22. Т.Е. Вальчук  
РАЗВИТИЕ АКТИВНОСТИ СОЛНЦА В 24 ЦИКЛЕ И АО 11429.
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова РАН, г.Троицк Московской обл.,
valchuk@izmiran.ru

24 цикл солнечной активности (СА) в настоящее время завершает фазу роста и пребывает в фазе явного перехода к максимуму СА. Завершен аномально длинный минимум 23 солнечного цикла, который имел временную протяженность вдвое большую, чем последние минимумы СА. Анализ событий и проявлений на Солнце скорее всего оправдывает прогнозы сравнительно невысокого уровня чисел Вольфа в максимуме 24 цикла, который следует ожидать в ближайшие годы. По-видимому, в четном 24 цикле возможен двугорбый максимум и рекуррентные усиления активности на фазе спада. Цикл развивается довольно медленно, яркие инициации возмущенности привлекают большое внимание и тщательно анализируются. В нашей работе для тщательного рассмотрения выбран возмущенный интервал в начале марта 2012 года, когда появление быстро развивающейся активной области (AR) 11429 из-за восточного лимба Солнца положило начало периоду мощной интенсификации вспышечной активности на видимом диске нашей звезды /http://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events/, образованию комплекса активных областей (КАО из AR 11429 и AR 11430), генерации солнечных космических лучей.

Извержения быстрых вспышечных потоков, корональных выбросов вещества (СМЕ) и волокон, распространяющихся в гелиосфере и достигающих околоземного космического пространства, сказываются в вариациях магнитосферных параметров при достижении Земли, запаздывая относительно ионосферных возмущений от прихода солнечных космических лучей. Вариации параметров солнечного ветра (СВ) вне магнитосферы нашей планеты позволяют интерпретировать последующие события в земной магнитосфере, глобальную и региональную возмущенность.

Особенно важным и динамичным проявлением служит авроральная суббуревая возмущенность, предваряющая глобальные магнитосферные возмущения - магнитные бури. Исследование происходивших в марте 2012 года активных событий дает возможность сопоставить и поанализировать солнечные события в их воздействии на магнитосферу и ионосферу, привлекая данные о солнечном ветре и частицах в околоземном космосе, полученные КА Wind ttp://cdaweb.gsfc.nasa.gov/cdaweb/istp_public/, и отождествить причины геомагнитных бурь и их протекание в рассматриваемом периоде марта месяца 2012 года, а также подробно исследовать временной и качественный характер авроральной возмущенности. Исследование фрактальной структуры СВ в околоземном космосе дает дополнительные аргументы при обсуждении структуризации потоков плазмы, вызывающих вариации в магнитосферных и ионосферных параметрах.


 

Принят 25 июня 2012 г.  

 

23. Е.С. Андриец1, Н.Н. Кондрашова2, Е.В. Курочка1, В.Г. Лозицкий1  
ФИЗИЧЕСКИЕ ПАРАМЕТРЫ СОЛНЕЧНОЙ ФОТОСФЕРЫ НА ПРОТЯЖЕНИИ ВСПЫШКИ СРЕДНЕЙ МОЩНОСТИ
1Астрономическая обсерватория Киевского национального исследовательского университета имени Т. Шевченко, Россия
andrietselena@gmail.com, lozitsky@observ.univ.kiev.ua
2Главная Астрономическая обсерватория НАН Украины.

В данной работе исследованы параметры физического состояния фотосферы в солнечной вспышке средней мощности с использованием эшельных зееман-спектрограмм, полученных на ГСТ АО КНУ [1] в ортогональных круговых поляризациях. Вспышка возникла в активной области NOAA 9077 в 04:58 UT, ее максимум наблюдался в 5h05m5s UT. Результаты данной работы относятся к трем моментам вспышки: 5h02m UT, 5h14m UT и 5h14m UT.

Для построения полуэмпирических моделей 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]. Принималась модель фотосферы, состоящая из двух компонент: магнитной составляющей и ее немагнитного окружения. Для каждой из компонент получены распределения по высоте следующих физических параметров: температуры, напряженности магнитного поля и лучевой скорости.

Полученные модели значительно отличаются от моделей невозмущенной фотосферы и флоккула. Их параметры в моделях магнитной составляющей имеют немонотонный ход по высоте, а в моделях немагнитного окружения мало отличаются 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 25 июня 2012 г.  

 

24. Е.С. Андриец1, Н.Н. Кондрашова2, Е.В. Хоменко3  
ПРЕДВСПЫШЕЧНЫЕ ИЗМЕНЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ ФОТОСФЕРЫ ПО ДАННЫМ НАБЛЮДЕНИЙ НА ТЕЛЕСКОПЕ THEMIS.  
1Астрономическая обсерватория Киевского национального исследовательского университета имени Т. Шевченко, Россия,
andrietselena@gmail.com
2Главная астрономическая обсерватория НАН Украины ,
3Институт астрофизики, Ла Лагуна, Испания.  

Представлены результаты изучения физического состояния фотосферы перед слабой солнечной вспышкой на основе данных спектрополяриметрических наблюдений на телескопе THEMIS в мае 2012 года. С помощью программы SIR (Stokes Inversion based on Response function), с использованием линий железа и титана, построены полуэмпирические модели фотосферы, которые показывают изменения всех физических параметров фотосферы уже за полчаса до возникновения вспышки в области NOAA 11484.


 

Принят 25 июня 2012 г.  

 

25. О.А. Ботыгина, В.Г. Лозицкий  
СРАВНЕНИЕ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ, ИЗМЕРЕННЫХ СПЕКТРАЛЬНО-ПОЛЯРИЗАЦИОННЫМ МЕТОДОМ ПО ЛИНИЯМ D3HeI и Ha В СПОКОЙНЫХ И АКТИВНЫХ ПРОТУБЕРАНЦАХ.  
Астрономическая обсерватория Киевского национального исследовательского университета имени Т. Шевченко, Россия,
botygina86@gmail.com, lozitsky_v@ukr.net

Представлены результаты спектрально-поляризационных измерений магнитных полей в активных та спокойных протуберанцах, полученные по линиям D3HeI и Ha на эшельном спектрографе ГСТ АО КНУ. Магнитное поле измерялось по эффекту Зеемана в профилях I ± V указанных линий. Исследовались протуберанцы на такие даты и моменты времени: 12.07.2004 8:48 UT, 24.07.1999 6:49 UT; 07:00:10, 24. 07.1981 06:30 UT, 09.11.2011 11:26:17 UT; 11:28:35 UT, 07.11.2011 11:55:25 UT, 20.10.2011 09:15:25 UT, 26.09.2011 11:23:25 UT. Магнитные поля измерялись тремя методами: а) по смещению «центров тяжести» профилей I + V и I - V , что позволяло измерить эффективные (усредненные по входной щели) магнитные поля Beff, б) по амплитуде V-параметра Стокса (подобно тому, как это делается магнитографическим методом); соответствующие данные дают также усредненные магнитные поля BVa и в) по расщеплению бисекторов профилей I + V и I - V на уровне интенсивности 0.9; таким образом получены поля B0.9, которые более близки к амплитудным (локальным) значениям магнитного поля внутри апертуры. Оказалось, что для исследованных спокойных протуберанцев |BVa| < 150 Гс, |Beff |< 300 Гс, а |B0.9| <  1000 Гс. Погрешности измерений около ±100 Гс.

Из полученных данных следует, что локальные магнитные поля в протуберанцах могут быть значительно сильнее, чем те усредненные поля, которые обычно измеряются традиционным методом (чаще как величины BVa). В активных протуберанцах даже на высотах   » 10 Мм возможны сильные поля “килогаусового” диапазона. Хотя усредненные магнитное поле Beff, измеренные методом “центров тяжести”, было от 600 до +580 Гс (разным для разных высот протуберанцев), локальные поля были значительно сильнее. В пользу этого свидетельствуют два эффекта: а) значительное расщепление бисекторов профилей I ± V в ядрах линий на высоте 0.9 от уровня центральной интенсивности и б) прямые наблюдения узких, поляризованных и расщепленых эмиссионных особенностей в линиях для некоторых высот протуберанцев. Для активных протуберанцев диапазон величин B0.9 от 700 до +3100 Гс, причем отмечается антикорреляция напряженностей по D3 и Ha. В спокойных протуберанцах эффект антикорреляции отсутствует, а измеренные поля в 3-5 раз слабее, чем в активных протуберанцах.


 

Принят 25 июня 2012 г.  

 

26. В.Г. Лозицкий, В. М. Ефименко   
РАЗВИТИЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В 24-м ЦИКЛЕ: СЦЕНАРИЙ СРЕДНЕГО ЦИКЛА С Wmax » 120 ?   
Астрономическая обсерватория Киевского национального исследовательского университета имени Т. Шевченко, Россия,
lozitsky_v@ukr.net, efim@observ.univ.kiev.ua

В настоящее время предложено несколько десятков прогнозов солнечной активности в текущем 24-м цикле. Упомянем лишь некоторые из них. Согласно Бадалян и др. (2001), текущий цикл будет весьма слабым - с максимальным сглаженным числом Вольфа Wmax около 50. Близкий по значению прогноз предложен также Свальгаадрдом и др. (2005) - Wmax = 75± 8. Kанэ (2007) и Пишкало (2008) оценивают параметр Wmax значениями 142±24 и 110.2±33.4, соответственно. Дикпати и др. (2006) заключают, что этот цикл будет достаточно мощным - на 30-50% выше, чем предыдущий цикл № 23. Годы максимумов также существенно различаются у разных авторов - от 2010 до 2014 гг.

Важно отметить, что это различие оценок едва ли отражает какие-нибудь погрешности методов, которые были использованы различными авторами - скорее, оно отражает весьма сложную природу солнечной активности. С наблюдательной точки зрения, солнечная активность выступает как частично детерминированное, а частично стохастическое явление. Из-за стохастической компоненты, предложенные прогнозы, в общем, тем хуже, чем больше временной промежуток между последними наблюдательными данными и самим прогнозом. В связи с этим, именно последние наблюдательные данные являются наиболее ценными для наиболее надежных прогнозов.

Для уточнения прогноза текущего цикла № 24 были изучены особенности нарастания активности в предыдущих 23 циклах. Основное внимание уделено фазе быстрого роста активности, между 20-м и 32-м месяцами циклов. Обнаружена довольно тесная нелинейная зависимость между сглаженным числом Вольфа в максимуме циклов Wmax и приращением числа пятен между указанными месяцами, обозначенное ниже как W32 -W20. Оказалось, что от последней величины зависит также промежуток времени между моментом максимума Tmax и 32-м месяцем цикла Т32 . Из этого анализа следует, что максимальное сглаженное число Вольфа в 24-м цикле ожидается на уровне Wmax = 120±17, а момент максимума - 2012.7±0.6 г. Вероятность именно такого сценария оценивается величиной 80-85%.

Если этот прогноз оправдается, цикл № 24 будет весьма похож (по максимальному числу пятен) на предыдущий цикл № 23. Тогда может возникнуть весьма интересная (и еще не наблюдавшаяся за последние 400 лет ситуация), когда будут иметь место две пары соседних «циклов-близнецов»: №№ 21 и 22 (с Wmax »  160) и №№ 23 и 24 (с Wmax » 120). Одновременно это будет означать, что широкоожидаемое снижение активности в вековом цикле пока откладывается. Действительно, если до значения Wmax  » 120 в цикле №24 (как четном) добавить еще правило Гневышева-Оля, согласно которому последующий нечетный цикл № 25 должен быть мощнее цикла №24, то на ближайшие  » 10 лет можно ожидать не снижения, а даже некоторого повышения солнечной активности.


 

Принят 2 июля 2012 г.  

 

27. И.А. Еганова, В. Каллис, В.Н. Самойлов, В.И. Струминский  
ФАКТОР СОЛНЦА: СУТОЧНЫЕ ФАЗОВЫЕ ТРАЕКТОРИИ МАССЫ ОТКРЫТОЙ ГЕОЛОГИЧЕСКОЙ СИСТЕМЫ.  

Геофизический мониторинг Дубна-Научный-Новосибирск обнаружил регулярный эффект уменьшения массы открытой геологической системы (определенные минералы/минеральные агрегаты), связанный с Солнцем [1]. Данный эффект имеет ряд характерных свойств, см. [1], которые свидетельствуют о его принадлежности к физическому явлению, обусловливающему метрику пространства-времени [2]. Речь идет об априорной (врожденной) взаимосвязи необратимых процессов, протекающих в сложных системах; природа этого явления и его характерные свойства описаны в монографии [3]. В предлагаемом докладе рассматриваются топологические свойства суточной траектории массы M открытой геологической системы в фазовом пространстве {L, M}, где L - освещенность земной поверхности (динамика L отражает динамику высоты Солнца над горизонтом, а уровень значения L - прозрачность локальной атмосферы). Такое фазовое пространство позволяет выделить фактор Солнца в суточном уменьшении массы специально не экранированной геологической системы. В частности показано, что суточная динамика массы имеет не спонтанный, случайный характер, а причинно обусловлена: так называемая размерность вложения равна четырем, что свидетельствует о существовании функциональной зависимости последовательных значений суточного временного ряда величины M. Движение траекторий контролируемых в мониторинге масс в фазовом пространстве в течение года свидетельствует о наличии и других непосредственных факторов, которые связаны с движением Земли по орбите.

[1] Еганова И.А., Каллис В., Самойлов В.Н., Струминский В.И. Геофизический мониторинг Дубна-Научный-Новосибирск: фактор Солнца // Сообщение ОИЯИ Р18-2011-98. Дубна, 2011.

[2] Eganova I.A. The World of events reality: instantaneous action as a connection of events through time // Relativity, Gravitation, Cosmology / Eds.: V.V. Dvoeglazov, A.A. Espinoza Garrido. P. 149-162. N.Y.: Nova Sci. Publ., Inc., 2004.

[3] Еганова И.А. Природа пространства-времени. Новосибирск: Изд-во СО РАН, филиал “Гео”, 2005.


 

Принят 2 июля 2012 г.  

 

28. И.А. Еганова, В. Каллис, В.Н. Самойлов, В.И. Струминский  
ФАКТОР СОЛНЦА: ГОДОВЫЕ ФАЗОВЫЕ ТРАЕКТОРИИ МАССЫ ОТКРЫТОЙ ГЕОЛОГИЧЕСКОЙ СИСТЕМЫ.  

Геофизический мониторинг Дубна-Научный-Новосибирск подтвердил годовую естественную динамику масс открытых геологических систем, установленную в 1994-1995 гг. при регулярном ежедневном измерении массы M образцов представительной, специально подобранной коллекции минералов/минеральных агрегатов при контроле физических условий измерения [1]. Тогда было зафиксировано падение величины M в период между осенним равноденствием и зимним солнцестоянием (перигелий), затем выход ее на приблизительно постоянный уровень (или падение весьма существенно замедляется) до весеннего равноденствия, а после весеннего равноденствия начинается увеличение (восстановление) и продолжается до летнего солнцестояния (афелий). Такая годовая динамика, величина вариации массы геологических систем, относящихся к различным группам (которые были выделены по типу реакции на внешние необратимые процессы в специальных предварительных исследованиях в определенные периоды 1992-1994 гг.), а также характерные черты этой вариации свидетельствует о проявлении в естественной динамике состояния открытой сложной системы физического явления, которое обусловливает метрику пространства-времени [2,3]. Выявление фактора Солнца в суточной динамике величины массы с помощью почти непрерывного (запись измерений каждые десять секунд) мониторинга Дубна-Научный-Новосибирск позволило предложить интерпретацию описанной выше годовой динамики [4]. В предлагаемом докладе рассматриваются топологические свойства траектории среднесуточных значений масс различных геологических систем в фазовом пространстве в полярных координатах {M,j}, где угол j указывает положение Земли на орбите вокруг Солнца. Суточное и годовое поведение массы контролируемых геологических систем не спонтанное, а причинно строго обусловлено. Об этом ярко свидетельствует «синфазное» поведение среднесуточного, суточных максимального и минимального значений. Об этом свидетельствует и сравнительный анализ поведения массы и квазистатического электрического поля атмосферы. Суточный размах значений массы сопоставляется с величиной солнечной активности.

[1] 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.

[2] Eganova I.A. The World of events reality: instantaneous action as a connection of events through time // Relativity, Gravitation, Cosmology / Eds.: V.V. Dvoeglazov, A.A. Espinoza Garrido. P. 149-162. N.Y.: Nova Sci. Publ., Inc., 2004.

[3] Еганова И.А. Природа пространства-времени. Новосибирск: Изд-во СО РАН, филиал “Гео”, 2005.

[4] Еганова И.А., Каллис В., Самойлов В.Н., Струминский В.И. Геофизический мониторинг Дубна-Научный-Новосибирск: фактор Солнца // Сообщение ОИЯИ Р18-2011-98. Дубна, 2011.


 

Принят 2 июля 2012 г.  

 

29. Е.П. Белоусова, С.И. Молодых  
ВАРИАЦИИ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ И ЭНЕРГООБМЕН ПОДСТИЛАЮЩЕЙ ПОВЕРХНОСТИ.  
Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт солнечно-земной физики СО РАН,
elenapbel@iszf.irk.ru

Одним из ключевых параметров, который определяет изменение глобального климата, является радиационный баланс на верхней границе атмосферы. Однако по измерениям за два последних цикла приходящий поток коротковолновой радиации изменяется не более чем на 0.15%. Поэтому, важное значение, приобретают изменения потока энергии, достигающего тропосферы, а также составляющие баланса на границе атмосфера - подстилающая поверхность.

В работе проводилось исследование долговременных вариаций среднегодовых значений баланса энергии и его составляющих на границе раздела подстилающая поверхность-атмосфера по данным NCEP/NCAR реанализа за период 1948 - 2011гг, а также Dst индекса геомагнитной активности. Рассмотрена линейная связь коротковолнового, длинноволнового излучений, а также потоков скрытого и явного тепла в низкоширотной зоне с вариациями геомагнитной активности.

Установлено, что Dst-индекс лучше всего коррелирует с глобальными общими потоками явного тепла (r = 0,7) и глобальным длинноволновым излучением (r = 0,6), при этом поток длинноволнового излучения на границе раздела суша-атмосфера антикоррелирует с Dst-индексом (r = -0,7).


 

Принят 2 июля 2012 г. 

 

30. С.А. Анфиногентов, А.А. Кочанов, Д.В. Просовецкий, Г.В. Руденко  
МИКРОВОЛНОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЦА С БОЛЬШИМ ДИНАМИЧЕСКИМ ДИАПАЗОНОМ ЯРКОСТНЫХ ТЕМПЕРАТУР: НОВЫЙ ВЗГЛЯД НА ДАННЫЕ ССРТ.  
Институт Солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск

Наземные радиоастрономические наблюдения Солнца, существенно дополняя измерения в жестком и мягком рентгеновском излучении, позволяют получать уникальную информацию о строении солнечной атмосферы и развитии в ней физических процессов на различных атмосферных уровнях - от прифотосферных до внешней короны. Сибирский солнечный радиотелескоп (ССРТ), являясь одним из крупнейших радиогелиографов мира, позволяет получать изображения диска Солнца с высоким пространственным и временным разрешением. Рабочая длина волны телескопа составляет 5.2 см. Наблюдения ведутся одновременно в двух режимах (интенсивность и круговая поляризация). В настоящем докладе представлена новая система автоматической обработки данных ССРТ, которая впервые позволила построить радиоизображения дневного синтеза для всего периода наблюдений, ~ 10 лет. Изображения имеют большой динамический диапазон яркостных температур и позволяют по новому взглянуть на данные ССРТ с точки зрения задач исследования слабоконтрастных деталей солнечной атмосферы, таких как волокна, корональные дыры и др. В основу системы лег гибридный метод деконволюции первичных радиокарт Солнца, основанный на современной модификации нелинейного алгоритма восстановления изображений MS-CLEAN и алгоритмах выборочной адаптивной фильтрации. Преимуществом метода, является точное восстановление распределения радиояркости в солнечных активных областях на всех стадиях их развития без существенных потерь информации для слабоконтрастных источников микроволнового излучения. Реализованный метод может быть использован для обработки и анализа данных на многоволновом радиогелиографе нового поколения (4-8 ГГц), создаваемом на базе ССРТ, а также 2-D данных других радиоинтерферометров.


 

Принят 2 июля 2012 г. 

 

31. Г.П. Машнич  
ЭВОЛЮЦИЯ И ЭРУПЦИЯ ВОЛОКНА 6 ДЕКАБРЯ 2010.  
Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН, Иркутск, Россия
mashnich@iszf.irk.ru

Эволюция и эрупция нескольких волокон прослежена с начала 24-го цикла солнечной активности. Морфологические особенности и связь событий на разных уровнях солнечной атмосферы исследованы с использованием доступных в сети Интернет стэнфордских магнитограмм крупномасштабного магнитного поля, магнитограмм и ультрафиолетовых изображений по данным SDO, а также Н-альфа изображений по данным различных обсерваторий. В начале цикла короткоживущие фрагменты волокон, видимых в Н-альфа, локализуются на нейтральных линиях крупномасштабных магнитных полей в местах, где существуют слабые биполярные области. Известно, что эрупции развитого спокойного волокна предшествует появление вблизи него новой активной области. Показано, что в некоторых случаях к полному или частичному разрушению волокна могут приводить возмущающие процессы, быстро распространяющиеся на большие расстояния вдоль общей нейтральной линии крупномасштабного магнитного поля. Во многих случаях перед эрупцией наблюдались возвратно-поступательные колебательные движения темных узелков вдоль волокон в Н-альфа. Будет представлено для примера исследование эволюции и эрупции волокна 6 декабря 2010 года.


 

Принят 5 июля 2012 г. 

 

32. В. В. Смирнова, В.Г. Нагнибеда  
ХАРАКТЕРИСТИКИ МИКРОВОЛНОВЫХ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЛЕСКОВ С МИЛЛИМЕТРОВЫМ ИЗБЫТКОМ ПО ДАННЫМ РАДИОГЕЛИОГРАФА NOBEYAMA .  
Санкт-Петербургский государственный университет
vvsvid@rambler.ru , vnag@VN1014.spb.edu

Произведен анализ микроволновых солнечных всплесков с усиленным излучением на частоте 34 ГГц по данным радиогелиографа Nobeyama. Выявлены характерные особенности временных профилей и динамического спектра. Предложен качественный сценарий развития миллиметрового всплеска.


 

Принят 5 июля 2012 г. 

 

33. М.Н. Пасечник, С.Н. Чорногор  
ДИНАМИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШЕЧНОЙ ПЕТЛЕ С ВЫБРОСОМ.  
Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, ул. акад. Заболотного, 27, Киев, Россия, МСП 03680
rita@mao.kiev.ua , chornog@mao.kiev.ua

В нашей работе исследовались изменения лучевых скоростей движения плазмы в солнечной вспышечной петле в ее фотосферной и хромосферной части на основе спектральных наблюдений активной области NOAA 11024, проведенных Е.В. Хоменко 4 июля 2009 г. на французско-итальянском телескопе THEMIS Института Астрофизики на Канарских островах.

Были использованы 50 наиболее качественных спектров, полученных в течение 20 минут с временным интервалом от 3 до 15 секунд. В спектрах в длинноволновом и коротковолновом крыльях линии Нa наблюдались эмиссионные узлы, которые являлись основаниями ног вспышечной петли в хромосфере. За время наблюдений развился хромосферный выброс.

Для изучения движения вещества в хромосфере использовалась линия Нa, а в фотосфере - линии FeI 630.15, 630.25, 630.35 нм и TiI 630.37 нм, формирующиеся в большом диапазоне высот в ее верхних и нижних слоях. Скорости определялись по доплеровским смещениям центров линий в спектрах относительно их положений в лабораторном спектре с учетом поправок.

В начале скорость движения плазмы в петле была одинаковой - порядка 20-25 км/с, но противоположно направленной в разных ногах петли. За время наблюдений максимальная скорость опускания достигала 50 км/с, а подъема - около 35 км/с. Наблюдались квазипериодические 3-х минутные колебания лучевой скорости.

Анализ результатов показал, что изменения лучевых скоростей движения плазмы в петле происходили согласно сценарию магнитного пересоединения в верхней хромосфере, а именно: распространение горячей плазмы и ускоренных электронов вдоль обеих ног вызвало понижение скорости подъема плазмы в одной ноге петли и увеличение скорости опускания в другой.


 

Принят 9 июля 2012 г. 

 

34. А.А. Соловьев  
ОСНОВНЫЕ СВОЙСТВА СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН.
Главная астрономическая обсерватория РАН, г. Санкт-Петербург, Россия,
solov@gao.spb.ru

Рассматривается энергетическая модель круглого униполярного солнечного пятна с нижней границей холодной плазмы и сильного магнитного поля на глубине около 4 Мм под фотосферой в соответствии с данными локальной гелиосейсмологии. Аналитически задается конфигурация магнитного поля пятна близкая к реально наблюдаемой, так что часть магнитного потока пятна замыкается на окружающую фотосферу. На основе термодинамического описания системы рассчитаны условия равновесия солнечного пятна по горизонтали и вертикали с учетом гравитационной энергии системы и давления внешней среды. Второе из условий определяет значение равновесного магнитного поля в центре пятна B0 как функцию его геометрического размера (радиуса тени a) и основных параметров фотосферы. Зависимость B0(a) имеет насыщение, стремясь при росте размера пятна к некоторой предельной величине (около 3700 Гс), которая определяется свойствами фотосферы, ускорением силы тяжести на поверхности Солнца и отношением размера пятна с полутенью ap к радиусу его тени a. Показано, что подфотосферные течения в окрестности пятна не играют существенной роли в поддержании его равновесия и устойчивости. Стабильность солнечного пятна обеспечивается понижением его гравитационной энергии, связанным с перераспределением плотности массы по вертикали и образованием вильсоновской депрессии, глубина которой линейно зависит от напряженности магнитного поля пятна. Область устойчивых равновесий пятна ограничена сверху: при a больше некоторого предельного значения (около 20 Мм), система теряет устойчивость. Этим объясняется отсутствие на Солнце пятен очень большого размера. Показано, что наибольшим запасом устойчивости обладают пятна с напряженностью поля 2600-2800 G и радиусом тени около 5 Mm. Для таких пятен период собственных колебаний, как целостных магнитных структур, минимален и составляет 12-14 часов. 


 

Принят 9 июля 2012 г. 

 

35. А.В. Сухоруков, Н.Г. Щукина  
ПОЛЯРИМЕТРИЯ МЕЛКОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ АТМОСФЕРЫ СОЛНЦА В ИНФРАКРАСНЫХ ЛИНИЯХ SI I.  
Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, ул. Акад. Заболотного 27, 03680 Киев, Россия
suh@mao.kiev.ua, shchukin@mao.kiev.ua

Изучены возможности регистрации мелкомасштабных магнитных полей атмосферы Солнца в инфракрасных линиях Si I. Для этого были синтезированы профили Стокса избранных линий Si I в трёхмерной магнитогидродинамической модели атмосферы. При вычислении профилей горизонтальный перенос излучения не учитывался. Поляризация линий в магнитном поле получена для эффекта Зеемана без учёта эффекта Ханле. Чтобы профили соответствовали наземным наблюдениям, мы применили к ним искусственные искажения за влияние земной атмосферы и оптики телескопа. Для оценки магнитного поля из таких наблюдений использованы следующие три метода в порядке возрастания сложности: магнитографический, инверсия в приближении модели Милна-Эддингтона, инверсия в приближении ЛТР. Исследовано, как согласуются между собой истинные и наблюдаемые величины поля. Также оценены точность и достоверность методов.


 

Принят 12 июля 2012 г. 

 

36. Н.Г. Макаренко  
ТОПОЛОГИЧЕСКИЕ СЕТИ ДЛЯ СОЛНЕЧНЫХ МАГНИТОГРАММ.  
Главная (Пулковская) Астрономическая Обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
ng-makar@mail.ru

В докладе обсуждается топологический дескриптор для описания сложности магнитного поля в Активной Области (АО). Обычно, в качестве характеристики сложности, рассматривают множество критических Морсовских точек поля: максимумов, минимумов и седел. Если речь идет о цифровых магнитограммах, то эти точки определяются двумя условиями. Первое из них - обращение в нуль горизонтального градиента наблюдаемой по лучу зрения компоненты поля. Второе, существование в этих точках невырожденного гессиана, т.е. матрицы вторых производных. Число отрицательных собственных значений гессиана определяет индекс критической точки. Альтернированная сумма всех индексов внутри компактной области является ее Эйлеровой характеристикой. Связный граф, построенный на критических точках, называют графом Морса.

На практике, вычисление градиента по цифровому изображении связано с рядом трудностей. Однако, если отказаться от седловых точек, максимумы и минимумы цифрового изображения можно получить с помощью интегральной операции свертки. Применение свертки цифрового изображения с гауссовским ядром, для компакта, приводит к задаче Неймана для уравнения диффузии. При этом, производная по времени заменяется производной по дисперсии ядра. Такое представление изображения известно как Scale-Space. Если аппроксимировать частную производную по дисперсии разностью двух изображений - исходного и свернутого, мы сразу получаем лапласиан, т.е. матрицу вторых производных магнитограммы. Лапласиан позволяет построить так называемый граф критических точек. Он является устойчивым относительно искажений и шумов и его можно использовать для описания динамики магнитного поля АО. В докладе приводятся примеры таких графов, обсуждаются их численные характеристики и возможные приложения к прогностическим задачам.


 

Принят 25 июля 2012 г. 

 

37. Г.С. Минасянц, Т.М. Минасянц  
РАЗВИТИЕ АКТИВНОСТИ В 2011 ГОДУ НА СТАДИИ РОСТА 24-ГО СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА.  
Астрофизический институт им. В.Г.Фесенкова, Алматы, Казахстан
gennadii_minasya@mail.ru

Рассмотрены особенности развития солнечной активности и ее влияние на Землю в течение 2011 года. Для этого были использованы различные параметры и индексы активности. Для более наглядной оценки развития активности в 2011 г., проведено сравнение с результатами аналогичного анализа для 1998 г. - года роста 23-го цикла.

Несмотря на то, что в 2011 г. общее количество активных областей со сложной структурой магнитного поля преобладало, вспышки 1998 года оказались более эффективными источниками излучения с более мощными потоками ускоренных частиц. Аналогичная картина наблюдалась и для корональных выбросов массы с ударными фронтами, являющимися источниками возникновения сильных геомагнитных бурь.

Сопоставление активности в годы роста 24-го цикла и 23-го цикла показывает слишком много исключений из общепринятых закономерностей для количества спорадических солнечных активных процессов, а также их энергетических характеристик, влияющих на геомагнитные возмущения. При обилии существующих индексов и параметров, отсутствуют такие, которые бы характеризовали не только потенциальную, но и реальную возможность развития высокой активности.

Предложено рассматривать появление на Солнце групп пятен e - конфигурации достаточным условием для возникновения экстремальных активных процессов. В докладе приводится описание свойств групп пятен e-конфигурации.


 

Принят 25 июля 2012 г. 

 

38. Л.И. Шестакова  
ДАВЛЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ РАДИАЦИИ КАК МЕХАНИЗМ УСКОРЕНИЯ АТОМОВ С НИЗКИМИ ПОТЕНЦИАЛАМИ ИОНИЗАЦИИ.  
Астрофизический институт им. В.Г.Фесенкова, Алматы, Казахстан
shest1952@mail.ru

Представлены результаты расчетов светового давления солнечного излучения на атомы с известными силами осцилляторов для переходов с основного уровня. Показано, что для некоторых из них давление радиации превосходит действие гравитации, и они могут быть разогнаны световым давлением до различных, в том числе и больших, скоростей.

Сравнение результатов со значениями потенциалов ионизации, как показано на рисунке, обнаруживает совпадение максимумов радиационного давления на нейтральные атомы с минимумами потенциалов первой ионизации (FIP).

Таким образом, механизмом ускорения pickup ions и energetic neutral atoms (ENA), исходящих от внутреннего источника (зодиакальной пыли и sungrazing comets) может быть радиационное давление. Такие облака газа, образовавшиеся в результате распада вблизи Солнца комет или метеорных потоков, могут в дальнейшем ускоряться достигать орбиты Земли в составе солнечного ветра.

Отношение светового давления к силе тяготения b (сплошная линия) и первый потенциал ионизации (штриховая линия) в зависимости от номера элемента.

Bzowski, M and Krolikowska, M “Are the sungrazing comets the inner source of pickup ions and energetic neutral atoms? Astron. Astrophys. 2004,V.435, p. 723-732.


 

Принят 25 июля 2012 г. 

 

39. Е.А. Исаева, Ю.Т. Цап  
ОБ УСКОРЕНИИ ВЫСОКОЭНЕРГИЧНЫХ ПРОТОНОВ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ.  
НИИ « ФГБУН КРАО РАН», Крым, Научный, 298409.
yur@craocrimea.ru 

Рассматривается связь интенсивности потока протонов Ip солнечных космических лучей (СКЛ) с микроволновыми и метровыми-декаметровыми всплесками II типа (mII). В качестве параметров, характеризующих эффективность ускорения высокоэнергичных протонов ударными волнами, использовались скорость частотного дрейфа всплесков II типа VmII, относительная расстройка частоты между гармониками b и скачок уплотнения S. Показано, что коэффициент корреляции r между Ip и VmII достаточно низкий (r » 0.30) и, в отличие от гелиографической долготы вспышки, не зависит от энергии протонов Ep. Значения r между Ip, b и S достигают 0.75 и по мере увеличения энергии протонов Ep заметно возрастают. Учет VmII наряду с b и S приводит к дальнейшему росту корреляции r с 0.80 до 0.95 соответственно для протонов с энергиями Ep >1 МэВ и Ep >100 МэВ. Множественный корреляционно-регрессионный анализ показал, что для вспышечных событий, сопровождающихся потоками частиц с Ep > 100 МэВ, имеет место достаточно сильная связь между Ip и параметрами всплесков mII. Полученные результаты свидетельствует в пользу ускорения высокоэнергичных протонов СКЛ ударными волнами.


 

Принят 1 августа 2012 г. 

 

40. Т.И. Кальтман  
УЧЕТ ВКЛАДА ТЕПЛОВОГО ТОРМОЗНОГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ ПРИ ИХ МОДЕЛИРОВАНИИ И ПРИ ОБРАБОТКЕ НАБЛЮДЕНИЙ.
 
Санкт-Петербургский филиал Специальной Астрофизической обсерватории 

Рассчитывался вклад теплового тормозного механизма в радиоизлучение активной области. Известно, что в сильных магнитных полях в сантиметровом диапазоне этот вклад незначителен по сравнению с циклотронным излучением. Однако, он может оказаться существенным на коротких волнах, если величины магнитного поля недостаточно для генерации циклотронного излучения. Также рассматривается возможность случая большой оптической толщины теплового тормозного излучения на дециметровых волнах в высоких корональных арках.

Совместное действие циклотронного и теплового тормозного механизмов излучения было рассчитано по полным формулам с учетом характерных значений величины магнитного поля, концентрации и кинетической температуры электронов, площади области излучения и ее протяженности по высоте. Представлены карты распределения яркостной температуры по источнику и высоты генерации обоих механизмов излучения на различных длинах волн.

По результатам исследования обсуждается уточнение методики диагностики физических параметров плазмы источников активной области при обработке наблюдений, с учетом специфики одномерных наблюдений на РАТАН-600.


 

Принят 3 августа 2012 г. 

 

41. Y.T. Tsap  
THE MAGNETIC FIELD DIFFUSION IN THE PARTIALLY IONIZED PLASMA AND THE SOLAR FLARE ENERGY RELEASE.  
Crimean Astrophysical Observatory
yur@craocrimea.ru 

Ohm, Hall, and ambipolar diffusions in the partially ionized plasma are considered. It has been shown that a statement of Pandey and Wardle (2012) that only Ohm diffusion is capable of destroying the magnetic flux is not sufficiently correct. Consequences of obtained results are discussed in the light of the solar flare energy release.


 

Принят 8 августа 2012 г. 

 

42. М.И. Стодилка  
ПОЛЕ ФАЗОВЫХ СКОРОСТЕЙ ВОЛН ГРАВИТАЦИИ В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА.  
Астрономическая обсерватория Львовского национального университета имени Ивана Франко
г.Львов, ул. Кирила и Мефодия, 8, 79005, Россия
e-mail: sun@astro.franko.lviv.ua  

По данным наблюдений солнечной грануляции с высоким пространственным разрешением воспроизведены пространственно - временные вариации возмущений давления в фотосфере Солнца и выделенены внутренние волны гравитации (ВВГ). Разработана методика определения фазовых скоростей ВВГ по результатам 1D спектральных наблюдений. Определены горизонтальная и вертикальная компоненты фазовых скоростей волн гравитации для разных периодов; показано, что фазовая скорость существенно уменьшается с уменьшением частоты волн гравитации, при этом происходит изменение направления распространения волн - от почти горизонтального (при v  » vB-V) до почти вертикального (при v << vB-V). Для периодов от 10 мин до 40 мин горизонтальная проекция длины волны при изменении частоты почти не изменяется, т.е. уменьшение Vh почти компенсируется увеличением периода колебаний T. Для волн гравитации периодов от 5 мин до 60 мин горизонтальные длины волн лежат в области грануляционных масштабов:lh » 0.6 ё 1.9 Мм (kh » 3.3  ё 10.5 Mm-1).

Волны гравитации не могут давать существенного вклада в динамику фотосферы на пространственно-временных масштабах мезогрануляции.


 

Принят 17 августа 2012 г. 

 

43. В.Г. Лозицкий  
ГИПОТЕЗА А.Б.СЕВЕРНОГО О 50-КИЛОГАУССОВЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЯХ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ И ВОЗМОЖНОСТИ ЕЕ НАБЛЮДАТЕЛЬНОЙ ПРОВЕРКИ  
Астрономическая обсерватория Киевского национального университета им.Тараса Шевченко, Киев, Россия,
e-mail: lozitsky_v@ukr.net  

Примерно полстолетия назад А.Б.Северный высказал предположение, что в солнечной атмосфере могут существовать необычайно сильные магнитные поля - величиной » 50 кГс (Северный, 1957). Он писал: «Таким образом вполне возможно, что магнитное поле внутри пятен имеет тонкую структуру, осреднение которой при наблюдениях приводит к полям ~103 гаусс, в то время как фактическое поле отдельных элементов пятна (возможно, различной полярности и наклона) составляет десятки тысяч гаусс; т.е. положение может быть такое же, как в случае грануляции, где осреднение отдельных полей (~100 гаусс) гранул в приборе приводит к полям порядка нескольких гаусс. Если это предположение оправдается (в результате дальнейших исследований) и поля в пятнах достигают величин ~ 50000 гаусс, будучи сосредоточенными в небольших трубках, то проблема ускорения частиц может найти свое более или менее простое решение».

Наблюдательные указания в пользу магнитных полей такой величины были найдены в солнечных вспышках (Лозицкий, 1993; 1998, 2009; Lozitsky & Staude, 2008). Они основывались на детальном изучении расщепления спектральных линий с различными факторами Ланде g, включая и линии с предельно малыми g - около 0.01. Подобные спектральные эффекты можно попытаться найти и в пятнах, используя фотоэлектрические инструменты с высоким отношением сигнал/шум. Один из весьма перспективных инструментов в этом отношении - двухканальный магнитограф КрАО. При наблюдениях в разных каналах следует выставлять либо различные участки крыльев линий с предельно малыми факторами Ланде, либо в одном канале слабочувствительную солнечную линию, а в другом - теллурическую. В докладе планируется обсудить конкретные варианты спектральных линий, размеров выходных щелей и другие параметры соответствующих наблюдений.

Литература

Северный А.Б. // Астрон. журн. 1957. Т. 34. С. 684. Лозицкий В.Г. // Кинематика и физика небесных тел. 1993. Т.9, №3. С. 23.
Лозицкий В.Г. // Кинематика и физика небесных тел. 1998. Т.14, № 5. С.401. Lozitsky V.G., Staude J. // J. Astrophys. Astronomy. 2008. V.29, Nos. 3&4, P. 387.
Лозицький В.Г. // Журнал фізичних досліджень. 2009. Т. 13. №2. С. 2903-1.



 

новости | о лаборатории | наблюдения | телескопы | сотрудники | конференции | публикации | ссылки


Лаборатория Физики Солнца, ФГБУН КРАО РАН, 298409, пгт. Научный, Автономная Республика Крым, Россия
факс: +7 (36554) 71004

Заведующая Лабораторией Физики Солнца - д.ф.-м.н. Степанян Наталья Николаевна
-


mvm@craocrimea.ru