Принят 9 апреля 2015 г.  

1. В.А. Котов
22-ЛЕТНИЙ ЦИКЛ СОЛНЦА: КОСМИЧЕСКАЯ ПРИРОДА.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409. vkotov43@mail.ru

КрАО и пять других обсерваторий мира в 1968-2014 гг. выполнили многочисленные измерения общего магнитного поля Солнца как звезды (за последние 47 лет получено более 24 тыс. суточных значений напряжённости поля B). Данные 2013-2014 гг. подтвердили недавний вывод о негармоничности средней кривой 22-летнего магнитного цикла Хейла и его космологической природе (с игнорированием 11-летнего цикла Вольфа). Отмечено, что за всё время измерений “магнитного” Солнца среднегодичный максимум абсолютной напряжённости поля наблюдался в 1991 г., тогда как среднегодичный максимум B, с учётом полярности, - в 2014 г.

Для объяснения пилообразной формы 22-летней кривой привлекается когерентная и голографическая космология Саншеза и др. (2013 г.), предполагающая стационарность Вселенной и существование Грандкосмоса со сверхскоростью (распространения информации) C >> c (c - скорость света). Приведены голографические выражения, связывающие 22-летний цикл Хейла с фундаментальными физическими константами и космологическими параметрами Вселенной.


 

Принят 9 апреля 2015 г 

2. В.А. Котов
7 ЛЕТ: СКРЫТЫЙ ЦИКЛ СОЛНЦА?
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409. vkotov43@mail.ru

Общее магнитное поле Солнца измерялось почти ежедневно в КрАО и пяти других обсерваториях на протяжении последних 47 лет (в 1968-2014 гг. получено, в сумме, более 24 тыс. суточных напряжённостей продольного поля B). В спектре мощности вариаций B один из наиболее значимых периодов, 7.04(26) г., в p раз короче магнитного цикла Хейла 22.14(8) г. Сделан вывод о возможной космической природе обоих циклов; приведено голографическое выражение, связывающее 7-летний период с фундаментальными константами Вселенной.


 

Принят 9 апреля 2015 г   

3.  В.А. Котов
КОЛЕБАНИЯ СОЛНЦА И УТОЧНЕНИЕ G.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409. vkotov43@mail.ru

По наблюдениям Солнца за 1947-2013 гг. и активных ядер галактик в 1968-2005 гг. (фотометрия В.М. Лютого и др.) наиболее точно определён период когерентного космического колебания:

P0 = 9600.610(5) с.

Представляя собой «ритм», или «ход», абсолютного времени Космоса, колебание P0 объясняет, почему (а) Земля вращается вокруг своей оси с периодом » 9 х P0 , (б) Юпитер и Сатурн - с периодом » 4 х P0 , (в) свет от Солнца до Урана идёт примерно 9600 с, а (г) время «регенерации» Вселенной (её цикл, ложно принимаемый за «возраст») составляет

T0 = P0 /aaW  » 13.7 млрд лет,

где a  » 1/137 - электромагнитная постоянная тонкой структуры и aW » 3.046 х 10 -12 - константа слабого взаимодействия.

На основе периода P0 уточнена постоянная гравитации:

G = 6.675429(8) х 10 -8 см 3 г -1 с -2,

- для стационарной и голографической, когерентной и тахионной модели Вселенной, свободной от c, скорости света (Ф.М. Саншез и др., 2013 г.).


 

Принят 20 апреля 2015 г   

4.  К.М. Кузанян
ИЗМЕРЕНИЕ СПИРАЛЬНОСТИ СОЛНЕЧНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ И ПРИМЕНЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ ДЛЯ СОЛНЕЧНОГО ДИНАМО.
Институт земного магнетизма, ионосферы и Распространение радиоволн Российской академии наук (ИЗМИРАН)

Мониторинг магнитных полей на поверхности Солнца в активных областях систематически проходился начиная с в 1980-х годов с использованием наземных векторных магнитограмм.

На данный момент несколько обсерваторий в США, Японии и Китая имеют долговереннные данные, охватывающие более двух солнечных циклов. В последнее время все более современные данные о распределении вектора магнитного поля на поверхности Солнца становятся доступными благодаря космическим миссиям Хиноде и SDO. Наши измерения могут быть использованы для вычисления признаков магнитной спиральности на Солнце.

Это дает дополнительные и очень важные ограничения на модели динамо, которые описывают механизм солнечной магнитной цикличности.

В докладе представлены основные факты измерений магнитных спиральных в течение солнечного цикла и определяемые этим успехи в развитии простых самосогласованных моделей динамо.


 

Принят 23 апреля 2015 г 

  5.  В.Л. Смирнов
СТРУКТУРНЫЙ ПОДХОД К ПРОБЛЕМЕ ФОРМИРОВАНИЯ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ: ПРОТОСТРУКТУРА И ПАРАМЕТР ПОРЯДКА.

Предлагается способ анализа эволюции (развёртывания) структур от зарождения до эволюционной зрелости, нацеленный на решение проблемы целостности разных систем. Структура понимается как сеть, состоящая из узлов - разрешенных состояний и их связей, ответственных за устойчивость. Методика является тринитарной, в ней активно используется симметричный план. Например, направления слева направо и справа налево рассматриваются как одинаково важные. Любая точка числовой оси рассматривается как число а (над осью) и, одновременно, как дополнительное к нему обратное число 1/а (под осью). Установление связей между узлами трактуется как их взаимодействие. Устойчивость позиций на числовой оси рассматривается на основе совместимости - тождественного совпадения узлов, одновременно участвующих в разных узловых конфигурациях.

Основой моделирования является протоструктура - система отношений, которая разворачивается на числовой оси и предполагается общей для разных объектов природы. Критерием формирования системы является золотое сечение. Протоструктура состоит из двух компонент, каждая из которых составлена из циклов - повторяющихся наборов отношений. Она объединяет распространённые в природе инварианты (2, 5, 10, золотое сечение) и позволяет, в частности, выявить природу отношения 1/137, которое соответствует наблюдаемому значению постоянной тонкой структуры в пределах 10-6 %. На основе протоструктуры возникают группы узлов - всевозможные варианты порядка. Всегда продукт предыдущего этапа эволюции является сырьём для последующего этапа. При участии одной из компонент протоструктуры формируется параметр порядка n - относительная характеристика, которая объединяет и задаёт две первичные характеристики. Образование параметра n расценивается как установление иерархии, при реализации которой исходно полный спектр первичных характеристик деформируется и частично опустошается. При согласовании двух компонент протоструктуры оформляются границы системы.

Результаты модели применяются для анализа эволюции структуры Солнечной системы в плоскости эклиптики. Параметр порядка nk трактуется в простейшем случае кругового движения как удельный момент количества движения, т.е. площадь, описываемая телом в единицу времени, которая отнесена к нормировочному значению. Названный параметр понимается как аналог главного квантового числа в волновой механике. Роль первичных характеристик играют расстояния и периоды обращения. Позиции протоструктуры позволяют обсуждать исходный спектр разрешенных состояний n в Солнечной системе. Предельная модельная скорость совпадает со скоростью света в пределах 0,1%. Минимальный модельный радиус в два раза превышает гравитационный радиус Солнца.


 

Принят 18 мая 2015 г.  

6.  Г.С. Минасянц1, Т.М. Минасянц1, В.М. Томозов2
ОБ ОСОБЕННОСТЯХ ИЗМЕНЕНИЙ СПЕКТРОВ ЭНЕРГИЙ ВО ВСПЫШЕЧНЫХ ПОТОКАХ СОЛНЕЧНЫХ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ.
1АФИФ РК НАН, г. Алматы, Казахстан; gennadii_minasya@mail.ru
2ИСЗФ СО РАН, г. Иркутск, Россия; tom@iszf.irk.ru

Известно, что наиболее мощные явления солнечных энергичных частиц происходят в результате совместного действия механизмов ускорения частиц в процессе пересоединения магнитных полей в солнечных вспышках, и на фронтах ударных волн (УВ), возникающих при движении корональных выбросов массы (КВМ) в короне и межпланетной среде, сопутствующих вспышкам. Поведение энергетических спектров потоков частиц, ускоренных этими двумя основными механизмами, содержит важную информацию о процессах ускорения частиц и об их распространении в межпланетной среде до Земли. Предварительные результаты показали, что фронты ударных волн от КВМ оказывают существенное влияние на структуру спектров потоков ускоренных частиц в тех относительно редких случаях, когда возникают усиленные потоки протонов с энергиями >60 МэВ, ускоренных ударными волнами. При этом возникают резкие изломы спектров ионов в области энергий 1.5-2.5 МэВ. Рассмотрено три подобных случая (14-15 июля 2000 г.; 24-25 сентября 2001 г.; 5 ноября 2001 г.). Для выяснения степени влияния фронта УВ на структуру и элементный состав потоков ионов для этих событий солнечных космических лучей (СКЛ) приведены спектры энергий ионов H, He, O и Fe до и после прихода ударной волны, по измерениям с КА: ACE (ULEIS, SIS, EPAM); GOES; IMP8 (GME); WIND (EPACT/LEMT). Проанализированы возможные причины резкого изменения характера спектров ионов в этом интервале энергий. Представлено качественное объяснение вариации отношения Fe/O в этих событиях на основе FIP эффекта.


 

Принят 25 мая 2015 г.  

7.  Т.Е. Вальчук
ТИПИЗАЦИЯ ГЕОМАГНИТНЫХ БУРЬ В ЗАВИСИМОСТИ ОТ ИХ ГЕЛИОФИЗИЧЕСКИХ ИСТОЧНИКОВ В 24-М ЦИКЛЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
ИЗМИРАН им. Н.В. Пушкова РАН, г. Москва, г. Троицк, valchuk@izmiran.ru

Данные геомагнитной обсерватории "Москва" в ИЗМИРАН служат основой исследования магнитных бурь (МБ) текущего 11-летнего цикла солнечной активности (СА) с начала проявления спорадических возмущений на ветви роста 24 цикла СА. Проблема отражения солнечной активности в проявлениях магнитных бурь остается актуальной до сих пор. Количественные и качественные оценки связей между характерными проявлениями СА, генерирующими возникновение и протекание МБ на Земле, рассмотрены на интервале 2010 - 2014 гг., т.е. с начала 24 цикла СА - от ветви роста до фазы максимума текущего цикла СА. В этом интервале лет каждая МБ описана в составленном автором препринте-каталоге ИЗМИРАН "Магнитосферная возмущенность 2010-2014гг. по данным обсерватории "Москва", описание и статистика типов магнитных бурь". Для создания этого каталога были востребованы данные обсерватории "Москва", сведения о развитии магнитных бурь в западном полушарии (данные обсерватории Боулдер), индексы геомагнитной возмущенности ар, аа и АЕ, множественные данные сети Интернет о состоянии СА, обеспечившей реализацию каждой МБ на Земле, а также сведения о параметрах солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП) в околоземном космосе по данным сайта SPDF - OMNIWeb Service. В обсерватории "Москва" все отмеченные МБ классифицированы по амплитудным характеристикам на 4 ранга: малая, умеренная, большая и очень большая буря (соответственно ММБ, УМБ, БМБ и ОБМБ), а также по признаку наличия внезапного начала МБ (SSC), либо постепенного нарастания магнитосферной возмущенности, без выраженного внезапного импульса (SI) вариации компонентов на магнитограмме. Годом минимальных магнитосферных возмущений по обсерватории "Москва" явился 2009г. - минимум 23 цикла СА, всего 7 ММБ с постепенным началом (Каталог "Магнитных бурь 1950-2010гг.", составлен Т.А. Митрофановой, под ред. Х.Д. Канониди). В настоящей работе предложена типизация МБ, проистекающая из качественного различия источников МБ, генерируемых в результате различных проявлений СА. Отождествление гелиофизических факторов, обеспечивших протекание МБ, легло в основу предложенной в работе дополнительной классификации МБ. Нами предложено разделение всех МБ с 2010 г. до настоящего времени на 4 типа в зависимости от источников СА, обеспечивающих поступление энергии, реализованной в конкретных МБ. Рассмотрение примеров МБ поясняет предложенное разделение МБ на 4 типа, выделяя характеристические признаки, свойственные каждому типу. Сводная таблица МБ за 2010-2014гг. репрезентативна и отображает смену тенденций в проявлениях СА в 24 цикле.


 

Принят 25 мая 2015 г.  

8.  В.Г. Еселевич
ПРИРОДА ВОЗНИКНОВЕНИЯ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ: СОВРЕМЕННОЕ СОСТОЯНИЕ ИССЛЕДОВАНИЙ И ПОСЛЕДНИЕ РЕЗУЛЬТАТЫ.
ИСЗФ СО РАН, г. Иркутск, Россия, esel@iszf.irk.ru

Краткий обзор современного состояния исследований позволяет сделать вывод о том, что в формировании КВМ центральную роль играют магнитные трубки (магнитные жгуты). Однако, до сих пор, с экспериментальной точки зрения, остается не ясной решение основной задачи, которая является чрезвычайно принципиальной для понимания механизма формирования КВМ, а именно: магнитная трубка существует и располагается в короне до начала эрупции или же она выбрасывается из конвективной зоны? От ответа на этот вопрос зависит возможность разделения всех КВМ на “импульсные” и “постепенные”, а значит возможность существования, как минимум, двух различных механизмов возникновения КВМ. Существование “постепенных” КВМ достаточно надежно установлено. Этот тип КВМ возникает как результат эрупции (из-за развития той или иной неустойчивости) магнитной трубки (жгута), покоящейся в короне и укорененной двумя своими основаниями на фотосфере. Возможной альтернативой “постепенным” КВМ являются “импульсные” КВМ. Предполагается, что их формирование может быть связано со всплывающей из конвективной зоны с большой скоростью магнитной трубкой, существование которой предсказывается теоретически. Согласно расчетам, вылетающая из конвективной зоны магнитная трубка должна содержать более холодную (TЈ1000 - 5000oK) плазму, с плотностью меньшей или большей, чем окружающая корональная среда. При этом иметь скорость не менее нескольких десятков км/с.

При наблюдении в УФ каналах (193А, 211А) магнитная трубка с холодной плазмой пониженной плотности должна выглядеть как движущаяся от поверхности Солнца область пониженной яркости, т.е. как полость. В случаях, же большей плотности, чем окружающая плазма, выброшенная холодная плазма может иметь повышенную яркость в линии Нa и канале 1700А, аналогично активному протуберанцу.

На основании анализа данных инструментов AIA/SDO и EUVI/ STEREO-a в линиях 193А и 195А исследовалась трехмерная динамика импульсного коронального выброса массы 5 января 2013г. на стадии формирования. Впервые удалось достаточно надежно показать, что этот КВМ зарождается как результат выброса с поверхности Солнца области пониженной яркости (полости). Полученная трехмерная картина полости позволяет отождествить ее с движущейся магнитной трубкой (магнитным жгутом). Рассмотрен пример формирования КВМ как результат выброса магнитной трубки с холодной плазмой повышенной плотности, аналогично активному протуберанцу.


 

Принят 26 мая 2015 г.   

9. Ю.Ф. Юровский, А.Е. Вольвач
СЛУЖБА СОЛНЦА «CRIM» - МОНИТОРИНГ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ В РАДИОДИАПАЗОНЕ.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409.

Важную информацию о солнечной активности содержит радиоизлучение Солнца. В отличие от видимого спектра, поток радиоизлучения Солнца с изменением активности меняется в десятки и тысячи раз, поэтому его свойства являются весьма чувствительным индикатором солнечных событий. Сантиметровые радиоволны содержат сведения о физических условиях зоны энерговыделения вспышки. Излучение метрового диапазона волн генерируется в короне, где формируются корпускулярные потоки. Вспышечное возмущение распространяется во внешние слои короны и генерирует при этом радиоизлучение понижающейся частоты, что дает динамический спектр, описывающий изменение интенсивности и частоты излучения со временем. По характеру спектра можно определить скорость распространения возмущения, генерируемую полосу частот, интенсивность энерговыделения и другие сведения о физических условиях в солнечной короне.

Интеграция радиоастрономического диагностического комплекса, созданного на базе радиотелескопа РТ-22 и трех малых радиотелескопов, к Всемирной Службе мониторинга солнечной активности, которая включает 14 наземных станций в кооперации с орбитальными обсерваториями, что дает доступ к 24-часовому ежедневному объему информации в широком диапазоне длин волн о событиях, которые происходят на Солнце и влияют на земные процессы.

Четыре робот-радиотелескопа КрАО, объединенные в Службу Солнца «CRIM», ведут наблюдения Солнца в режиме мониторинга и алертов. Данные радио мониторинга солнечной активности сохраняются в цифровом виде и выставляются на сайтах мировой службы Солнца в реальном времени.

Радиотелескоп РТ-22. Входит в пятерку лучших инструментов Мира. Оснащен приемниками на длины волн 8 и 13 мм с регистрацией полной интенсивности и круговой поляризации радиоизлучения. Угловое разрешение на мм-волнах составляет 2.5 угл мин. Оснащен поляриметрами на волны 2.0, 2.3, 2.8 и 3.5 см с регистрацией полной интенсивности и круговой поляризации радиоизлучения одновременно из одного направления. Ширина диаграммы направленности на указанных волнах составляет 3.6-6.0 угл. мин, что сопоставимо с размерами локальных источников. Чувствительность радиотелескопа около 0.01 с.е.п.

Радиотелескоп РТ-2. Оснащен приемниками на длины волн 2.0, 3.0 и 5.0 см. Температура шумов ~ 250 К. Ширина диаграмм направленности 40, 60, 90 угл. мин.

Радиотелескоп РТ-3. Частоты наблюдений 2.5 ГГц и 2.85 ГГц (волны 12 см и 10.5 см). Радиометры модуляционного типа, полоса пропускания каждого канала 40 МГц, постоянная времени 0.01 с, собственные шумы 3-5% уровня спокойного Солнца. Цифровая регистрация получаемых данных с частотой 100 Гц и 1 Гц, квантование сигнала на 1024 уровня, формат данных стандартный двухбайтовый. В дежурном режиме частота считывания равна 1 Гц. Превышение текущего уровня записи на 3 сигма в течение 3 секунд считается началом радиовсплеска и телескоп переходит в режим регистрации с частотой 100 Гц по каждому каналу.

Радиотелескоп РТ-М. Синфазная решетка из 160 элементов размером 4х4 метра на параллактической монтировке с электрическим приводом по часовому углу. Диаграмма направленности шириной 11о, частоты наблюдений 280 и 300 МГц (длина волны 1.07 и 1.0 м). Радиометры модуляционные, прямого усиления, полоса пропускания 8 МГц, постоянная времени 0.1 с. Точность регистрации 3-5% от уровня невозмущенного Солнца.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

10. В.И. Абраменко
ФРАКТАЛЬНАЯ ПРИРОДА СОЛНЕЧНОГО И ЗВЕЗДНОГО МАГНЕТИЗМА.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409.

Магнитное поле является ключевым агентом для солнечной и звездной активности: процессы генерации и диссипации поля определяют активность звезды на всех масштабах. Наше понимание динамо-процесса на Солнце сделало виток по диалектической спирали - от простой модели глобального динамо, хорошо объясняющего 11-летний цикл активности к принятию мелкомасштабного турбулентного динамо на поверхности. И тем не менее, этот сценарий независимого действия двух динамо-процессов оказался сильно упрощенным, когда выявились фрактальные свойства магнитных полей на Солнце. Такие свойства позволяют по-новому взглянуть на солнечный и звездный магнетизм: Динамо есть единый нелинейный динамический процесс, которому неизбежно присущи само-организация и спонтанный переход в критическое состояние, упорядоченность на больших масштабах и полный хаос на мелких, взрывной характер энерговыделения. Такая концепция открывает новые возможности для понимания и моделирования динамо на Солнце и звездах. Доклад сконцентрировам на новых наблюдательных данных о фрактальной структуре магнитных полей и потоков плазмы на Солнце.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

11. В.И. Абраменко
НЕВОЗМУЩЕННАЯ ФОТОСФЕРА КАК ПОЛИГОН ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ ДИНАМО-ПРОЦЕССОВ.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409.

Мульти-масштабные и турбулентные свойства магнитного поля и грануляционной структуры в невозмущенной фотосфере анализируются на основе данных наблюдений, полученных с помощью телескопов New Solar Telescope/Big Bear Solar Observatory (NST/BBSO), Solar Dynamics Observatory Helioseismic and Magnetic Imager (SDO/HMI) и Hinode Solar Optical Telescope Spectro-Polarimeter (SOT/SP). Исследованы области с разной средней напряженностью магнитного поля, а именно, область в корональной дыре (CH), область на супергрануляционной магнитной сетке (QS/Network), область внутри супергрануляционной магнитной сетки (QS/Intranetwork), и область слабых пор. Свойство мультифрактальности (или, другими словами, перемежаемости) выявлено в магнитных структурах CH на масштабах 400-1500 км и в грануляционных структурах на масштабах менее 600 км во всех областях. Степень мультифрактальности (степень сложности) грануляции становится более сильной по мере перехода к областям с более слабым магнитным полем. Анализ состояния турбулентной диффузии показал, что режим супер-диффузии также усиливается по мере перехода от областей с более сильным магнитным полем к областям с более слабым полем. Эти результаты показывают, что, во-первых, необходимое условие для быстрого динамо (высокая степень перемежаемости магнитного поля и поля скоростей) выполняется во всех областях невозмущенной фотосферы, и во-вторых, наиболее благоприятные условия для быстрого динамо (наивысшая степень перемежаемости) не связаны с сильным полем, а напротив, имеют место в обширных зонах самого слабого поля, вдали от супергрануляционной сетки. При таких условиях быстрое турбулентное динамо не может иметь место лишь в тонком поверхностном слое, а скорее всего простирается глубоко внутрь конвективной зоны. Этот вывод хорошо согласуется с гипотезой [Lamb et al. 2014] о протяженном, не-локальном, турбулентном динамо, охватывающем всю конвективную зону.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

12. И.А. Еганова1, В.Каллис2
ФАКТОР СОЛНЦА КАК ИСТОЧНИК “UNEXPLAINABLE SYSTEMATIC EFFECTS” В ГРАВИТАЦИОННЫХ ЭКСПЕРИМЕНТАХ:
1. ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ПРЕДПОСЫЛКИ И ОБЪЕКТ ИССЛЕДОВАНИЯ.
1Институт математики им. С.Л.Соболева СО РАН, Новосибирск, Россия.
2Объединенный институт ядерных исследований, Дубна, Россия.

1. Известно, что и в прежних, и в современных экспериментах по гравитации наблюдаются “unexplainable systematic effects” /A. Cook, 1988/. Можно предположить, что в прецизионных наблюдениях, к которым относятся гравитационные эксперименты, ситуация требует выйти за пределы господствующих представлений. В частности, следует уделить внимание факту, что вес (масса) объекта является характеристикой его инерционных и гравитационных свойств, а они, по логике вещей, должны зависеть от его внутреннего состояния. Так, в методологических заметках, посвященных понятию массы, Л.Б. Окунь /УФН, 1989/ подчеркивал, что в случае изменения состояния сложной системы (т.е. системы, которая имеет внутреннюю структуру и пребывает в разных внутренних состояниях) ее масса изменяется.

2. Как было показано авторами в статье “A Special Physical Phenomenon - Innate Interconnection of Space-time Points” /ArXiv: 1403.6732/, дистанционным фактором изменения внутреннего состояния наземной, специально не экранированной сложной, организованной, системы могут быть внешние необратимые процессы космического и земного происхождения.

3. Поэтому объектом исследования природы этих “необъяснимых систематических эффектов” в гравитационных экспериментах могут служить сложные системы, например, геологические: минералы и минеральные агрегаты. Дело в том, что благодаря известному разнообразию структуры, вещественного состава, генезиса, пористости и проницаемости ограничивающей поверхности, образцы достаточно представительной геологической коллекции обеспечивают возможность изучать физический фактор наблюдаемой вариации их массы с помощью сравнительного анализа. Время и место, порядок наблюдений естественного поведения массы геологических образцов во времени целесообразно соотносить с известными свойствами явления, указанного в п.2.

4. В данной части доклада представлен обзор долговременных наблюдений (1991-2015) за поведением веса (массы) геологических систем, в том числе достаточно представительной коллекции (55 видов образцов). Они подтвердили наличие естественной динамики массы определенных геологических систем, выявили особые черты этой динамики, присущие разным минералам, и открыли существование характерной годовой и суточной динамики. Кроме того, были зафиксированы происходящие время от времени кратковременные резкие флуктуации массы, которые коррелируют с космическими и геофизическими событиями. В обсуждаемых наблюдениях особо подчеркивается ключевой момент: годовая динамика выделила характерные сегменты орбиты Земли. Это дало основание для гипотезы о Солнце как о главном, доминирующем факторе естественной динамики веса (массы) сложной наземной системы. Ее экспериментальная проверка - в наших следующих докладах.


 

Принят 28 мая 2015 г.

13. И.А. Еганова1, В.Каллис2
ФАКТОР СОЛНЦА КАК ИСТОЧНИК “UNEXPLAINABLE SYSTEMATIC EFFECTS” В ГРАВИТАЦИОННЫХ ЭКСПЕРИМЕНТАХ:
2. РЕЗУЛЬТАТЫ АСТРОНОМИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ.
1Институт математики им. С.Л.Соболева СО РАН, Новосибирск, Россия.
2Объединенный институт ядерных исследований, Дубна, Россия.

1. В этой части доклада дан краткий обзор результатов наших продолжительных наблюдений реакции веса (массы) геологических систем на экспозицию в башенном солнечном телескопе БСТ-1 Крымской астрофизической обсерватории, когда на геологическую систему проецируется некоторая определенная область суточной параллели Солнца. Эти прямые наблюдения демонстрируют влияние космических факторов (прежде всего, фактора Солнца) на динамику массы сложной системы. В частности, такое влияние может быть одной из причин так называемых “unexplainable systematic effects” в гравитационных экспериментах /A. Cook, 1988/.

2. Объектом исследования в этих наблюдениях был особый физический феномен - взаимосвязь в мире событий, которая может обусловливать метрику пространства-времени /см. ArXiv: 1403.6732/. Эта взаимосвязь событий, относящихся к одному и тому же моменту времени, может наблюдаться как дистанционное влияние внешних необратимых процессов (в том числе, звездных) на изменение состояния вещества. Изменение состояния вещества сложной системы может контролироваться измерением ее интегральной фундаментальной характеристики - веса (массы). Рассматриваемые наблюдения являются одним из вариантов астрофизического эксперимента, которому посвящена монография авторов “Das Sonnenexperiment von Lawrentjew als Raum-Zeit-Erscheinung” (2013). Этот эксперимент предсказал реакцию веса (массы) геологической системы на область суточной параллели Солнца с центром в точке Et. В эту точку на небесную сферу наземного наблюдателя проецируется центр области четырехмерных солнечных событий с временной координатой t. Точка Et находится впереди центра солнечного диска Et-R/c на четыре солнечных диаметра; здесь R - геоцентрическое расстояние Солнца, c - скорость света в вакууме.

3. Наблюдения, проведенные в КрАО в годы довольно разной солнечной активности (1991, 2003, 2008 и 2010), показали следующее. Определенные минералы (минеральные агрегаты) действительно дают реакцию массы на 30-минутную экспозицию в телескопе БСТ-1, когда на них проецируется область суточной параллели Солнца с центром в Et. Величина относительного эффекта порядка 10-4. Причем низкая солнечная активность сказывается не столько на величине самого эффекта, сколько на продолжительности восстановления прежнего значения массы: она резко уменьшается. В докладе приводится и обсуждается прямой фактический материал, показывающий свойства этого явления по ряду геологических систем в разные годы их наблюдения. В заключении идет речь о необходимости контроля веса (массы) соответствующих минералов в гравитационных экспериментах, а также о тезисе Эйнштейна о реальности четырехмерного события (1921), подтвержденного данными наблюдениями.


 

Принят 28 мая 2015 г.

14. И.А. Еганова1, В. Каллис2, В.Н.Самойлов2, В.И. Струминский1 
ФАКТОР СОЛНЦА В ДИНАМИКЕ МАССЫ СЛОЖНОЙ СИСТЕМЫ.
1Институт математики им. С.Л.Соболева СО РАН, Новосибирск, Россия
2Объединенный институт ядерных исследований, Дубна, Россия

1.Регулярные календарные наблюдения за поведением веса (массы) образцов достаточно представительной геологической коллекции (55 видов образцов) обнаружили характерную годовую динамику. У минералов/минеральных агрегатов весьма разного вещественного состава и генезиса эта динамика одинаковым образом выделила определенные сегменты орбиты Земли, что дало основание для гипотезы о Солнце как о факторе, определяющем динамику массы специально не экранированной наземной сложной, организованной, системы. (Имеется в виду воздействие посредством взаимосвязи в пространстве-времени /ArXiv: 1403.6732/.) Для исследования этого и других возможных факторов обнаруженной годовой динамики был организован почти непрерывный синхронный многоканальный мониторинг в трех географических точках. Реализующая данный мониторинг информационно-измерительная система каждые десять секунд записывает измерения восьми физических характеристик: вес (массу) контролируемой геологической системы, напряженность электрического (квазистатического) поля атмосферы в двух диапазонах, температуру и относительную влажность воздуха в помещении мониторинга, атмосферное давление, температуру и относительную влажность в атмосфере, освещенность земной поверхности, а также добавлен микросейсмический мониторинг.

2. Многолетние данные мониторинга подтвердили характерные черты годовой динамики массы геологических систем, а также обнаружили при наличии определенных условий в атмосфере характерный суточный эффект - заметное, четкое уменьшение массы контролируемой геологической системы, когда Солнце находится достаточно высоко над горизонтом. Соответствующий многолетний фактический материал приведен в монографии авторов “Геофизический мониторинг Дубна-Научный-Новосибирск: фазовые траектории массы” (2012).

3. В предлагаемом докладе представлена прямая проверка гипотезы о доминирующей роли Солнца, которая была проведена во время полного затмения Солнца: если Солнце - доминирующий фактор наблюдаемой динамики, при существенном экранировании Солнца Луной наблюдаемая динамика массы должна полностью прекратиться. Это действительно показал 1.08.2008 фактический материал по полному солнечному затмению в Новосибирске и частному - в Дубне. Более того, в Новосибирске имеется уникальная возможность ежегодно наблюдать десятки повторяющихся «затмений» - экранирование Солнца массивными зданиями-башнями, которые построены в окрестности мониторинга. Этот огромный фактический материал (2008 - 2015) показывает немедленное прекращение эффекта уменьшения массы, как только Солнце заходит на здание-башню, и его восстановление, как только Солнце снова появляется.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

15. З.С. Ахтемов1, Н.Н. Степанян1, В.Г. Файнштейн2, Г.В. Руденко2  
СТРУКТУРА МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА НА ВЫСОТАХ 1-1.15 ЕГО РАДИУСА.
1НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409. nataly@craocrimea.
2Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, а/я 291, Россия. 664033 vfain@iszf.irk.ru

Проведен анализ характеристик униполярных структур крупномасштабного магнитного поля Солнца в диапазоне широт от -40o до +40o, в интервале долгот 0o - 360o и на высотах 1 - 1.15 его радиуса. Исходным материалом послужили синоптические карты радиальной компоненты магнитного поля Солнца, полученные из расчетов поля в потенциальном приближении, для периода с мая 1996 г. (минимум 23 цикла) по октябрь 2000 г. (максимум 23 цикла). Показано, что: (1) на всех высотах для каждого кэррингтоновского оборота границы между униполярными структурами с противоположной полярностью магнитного поля (+/- и -/+ полярности) образуют цепочки, протянувшиеся вдоль меридиана на значительные расстояния, вплоть до 80o. Некоторые пары цепочек образуют замкнутые вытянутые структуры; (2) с переходом от минимума к максимуму 23 цикла активности число структур и их протяженность вдоль меридиана на всех высотах растут; (3) с ростом высоты уменьшается число униполярных структур и меняется их широтное распределение. Одновершинное распределение числа структур в зависимости от широты на самых низких высотах сменяется двухвершинным на самых больших рассмотренных высотах; (4) изменение со временем общего числа структур во всем рассматриваемом широтном интервале происходит немонотонно: постепенный рост числа структур в начале цикла сменяется колебаниями числа структур; (5) сопоставление изменения со временем общего числа структур во всем рассматриваемом широтном интервале и чисел Вольфа показало, что начало роста числа униполярных структур предшествует началу увеличения чисел Вольфа, а очередной максимум числа структур достигается после очередного максимума чисел Вольфа. Это свидетельствует о том, что новые униполярные структуры появляются уже при появлении флоккулов, предшествующих образованию пятен. Максимум числа структур достигается после распада активных областей, но еще при наличии флоккулов и составляющих их униполярных структур магнитного поля; (6) были определены средние размеры униполярных структур и их широтные распределения на разных высотах. Для двух интервалов времени (КО1909-1919 и КО 1920-1929), различающихся по уровню активности, для северной полусферы найдено, что средние размеры структур с положительным полем больше средних размеров структур с отрицательным полем. Сделан вывод о распространении полярного поля северной полусферы до средних широт; (7) анализ распределений униполярных структур по их размерам показал, что существует набор структур с характерными размерами. Структуры наименьшего размера мало меняются с широтой и лишь немного увеличиваются с высотой.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

16. А.Н. Афанасьев1, В.М. Накаряков2 
ПЕРИОД ОТСЕЧКИ МЕДЛЕННЫХ МАГНИТОЗВУКОВЫХ ВОЛН В КОРОНАЛЬНЫХ ПЛАЗМЕННЫХ СТРУКТУРАХ.
1Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия
2Университет Уорика, Ковентри, Великобритания

Продольные волновые возмущения плотности в магнитоплазменных структурах солнечной короны, в частности, в корональных веерных и перьевых структурах, интерпретируются как медленные магнитозвуковые волны. Анализ таких волн представляет интерес для диагностики плазмы, а также для выяснения их роли в проблемах нагрева короны и ускорения солнечного ветра. В работе рассматривается распространение длинных медленных магнитозвуковых (трубочных) волн в изотермических корональных магнитоплазменных трубках. Исследуется влияние на распространение возмущений волноводных свойств среды, магнитной природы возмущений, а также стратификации среды вследствие гравитации. Используется приближение тонкой магнитной трубки без учета дисперсии из-за конечного радиуса трубки. Получено волновое уравнение для трубочных волн, которое приведено к уравнению Клейна-Гордона с переменными коэффициентами. Проанализированы вертикальные профили периода отсечки в корональных условиях в сравнении с известными случаями постоянной альфвеновской скорости и звуковых волн. Получено, что период отсечки волн существенно уменьшается в сильно расходящихся трубках, если отношение скорости звука в плазме к альфвеновской скорости порядка единицы или превышает ее. Уменьшение периода отсечки на определенных высотах может оказывать существенное влияние на распространение продольных волн вверх в корону, а также может быть использовано для интерпретации длиннопериодных колебательных процессов в короне.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

17. В.Т. Сарычев
ГИПЕРБОЛИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ СОЛНЦА.
Национальный исследовательский Томский Государственный университет E-mail: vsarychev@mail.tsu.ru

Модели различных объектов и явлений создаются для понимания механизма их функционирования. Именно с этой целью создавались модели звезд. Какие процессы ответственны за энергию, излучаемую Солнцем и другими звездами? В работе «Внутреннее строение звезд» А.Эддингтон предлагает два ответа на это этот вопрос: а) термоядерный синтез, б) «…материя нацело уничтожается и освобождает при этом всю свою энергию строения».

В настоящее время термоядерный синтез считается основным механизмом, определяющим жизнь звезд. Вариант б) не рассматривается. Возможно, этот вариант предложен Эддингтоном под влиянием идеи А, Лоренца, который определял массу электрона энергией его электромагнитного поля. К сожалению идея Лоренца «… мыслить частички материи как некоторые местные изменения в состоянии эфира» не получила развития. Конструктивность этой идеи демонстрируется работой «Полевая модель электрона» (В.Т. Сарычев //Изв. ВУЗов «Физика», № 8. 2012). Здесь предлагается состояние эфира описывать обобщенной формой уравнений Максвелла, которые в сферу своего влияния включают гравитацию.

В докладе представляются результаты построения модели Солнца на основе численного решения уравнения равновесия сил гравитации и механического давления вещества. Вместо политропной формы уравнения состояния вещества используется гиперболическая связь давления с плотностью материи. Предполагается, что гравитационное поле вносит свой вклад в плотность вещества. Поскольку дивергенция напряженности гравитационного поля вещества и антивещества обладает противоположными знаками, то антивещество должно отталкивать вещество. Это свойство гравитации позволяет предложить гипотезу, согласно которой ядро звезд состоит из антивещества. Интегральная эффективная масса Солнца определяется разностью масс оболочки и ядра. На границе раздела этих сред их плотность имеет малое значение, при котором в результате аннигиляции выделяется энергия, обеспечивающая светимость Солнца.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

18. В.Т. Сарычев
О МАССЕ СОЛНЦА И ПРЕЦЕССИИ ОРБИТ ПЛАНЕТ.
Национальный исследовательский Томский Государственный университет E-mail: vsarychev@mail.tsu.ru

Для расчета траекторий планет необходимо знать массу Солнца. Обычно масса оценивается на основе третьего закона Кеплера, в котором фигурирует большая полуось орбиты и сидерический период обращения планеты вокруг Солнца. Оценки массы Солнца по Кеплеру для каждой из 8 планет солнечной системы дают разные значения. Причем это различие может достигать 1%. Более того, если расчет траектории проводится непосредственно путем решения дифференциальных уравнений, то для согласования значений периода обращения Меркурия с длиной малой и большой полуосей орбит требуется масса, отличная от Кеплеровской.

Эллиптические орбиты планет прецессируют из-за гравитационного притяжения Солнца и других планет солнечной системы. Тема прецессии орбит планет стала популярной не только среди астрономов, но и среди физиков после того, как прецессия орбиты Меркурия начала фигурировать как решающий аргумент подтверждения справедливости общей теории относительности. В данном случае речь идет лишь о поправке к прецессии орбит планет за счет отличия закона гравитационного притяжения планет Солнцем от закона обратных квадратов расстояния Ньютона. Это отличие фактически сводится к добавлению поправки к силе гравитационного притяжения, обратно пропорциональной четвертой степени расстояния планет от Солнца. Такая добавка должна приводить не только к прецессии, но и к изменению других параметров орбит.

Гравитационное поле обладает отрицательной плотностью энергии и, соответственно, отрицательной плотностью массы. В результате по мере удаления от Солнца его эффективная масса уменьшается. Это уменьшение приводит к прецессии эллиптических орбит и изменению значений малой и большой полуоси орбит. В докладе представлены результаты расчетов орбит Меркурия и Земли для трех видов гравитационного притяжения: 1)согласно закону обратных квадратов, 2) согласно общей теории относительности и 3) с учетом массы гравитационного поля. Так же представлены значения массы Солнца, оцененные согласно третьему закону Кеплера для каждой из 8 планет солнечной системы.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

19. А.Н. Шаховская
НАБЛЮДЕНИЯ ХРОМОСФЕРНЫХ ВЫБРОСОВ НА СОЛНЦЕ В КРАО, ОТ ОСНОВАНИЯ ДО НАШИХ ДНЕЙ.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409, anshakh@yandex.ru

Рассматривается история наблюдений хромосферных выбросов на Солнце в Крымской астрофизической обсерватории, начиная с 50-х годов прошлого века до наших дней. Крымский ученые Э.Р. Мустель и А.Б. Северный одними из первых, поставил задачу о физических условиях в хромосферных выбросах. С.И. Гопасюк и М.Б. Огирь по фильтрограммам, полученным на Крымском телескопе КГ-1, изучили несколько сот хромосферных выбросов и установили их связь со вспышками и магнитными полями. А.И. Коваль по спектрограммам оценила скорости и другие параметры выбросов. Далее приводятся исследования автора, продолжающие работы своих предшественников.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

20. В.Г. Файнштейн1, В.А. Пичуев1, Я.И. Егоров1, Ю.С. Загайнова2 
КИНЕМАТИКА КВМ И СВЯЗАННЫХ УДАРНЫХ ВОЛН ПО ДАННЫМ LASCO: СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ.
1ИСЗФ СО РАН, г. Иркутск, а/я-291, vfain@iszf.irk.ru;
2ИЗМИРАН, г. Москва, Троицк

Для двух групп быстрых КВМ, связанных с ударной волной (УВ), в поле зрения коронографов LASCO определены зависимости от времени положений границы тела КВМ и УВ, а также скорости этих структур. Отдельно анализировались лимбовые КВМ, источники которых располагались в пределах 30o относительно лимба, и КВМ типа гало (ГКВМ) с источниками в пределах 30o относительно центра солнечного диска. В первом случае кинематика КВМ и УВ отражает результат совместного влияния поступательного движения КВМ и его расширения во всех направлениях.Во втором случае особенности движения КВМ и УВ определяются преимущественно расширением этих структур. Эти результаты были сопоставлены с временными зависимостями кинематических параметров КВМ и УВ в трехмерном пространстве, определенных с использованием «Модели мороженого - Ice cream cone model» выброса массы. Показано, что, в среднем, во всех случаях практически до границы поля зрения коронографа LASCO C3 скорость ударной волны больше скорости тела КВМ, но характер изменения скорости тела КВМ и УВ различается как для каждой группы КВМ, так и в сравнении между разными группами выбросов массы. Оказалось, что для лимбовых и гало КВМ по наблюдениям в поле зрения LASCO С2 и С3, в среднем скорость как тела КВМ, так и УВ уменьшается со временем (расстоянием) и для обеих групп выбросов массы скорость УВ уменьшается быстрее со временем, чем скорость тела КВМ. В результате разность скоростей тела КВМ и УВ для обеих групп КВМ в среднем уменьшается со временем (расстоянием), а расстояние между этими структурами увеличивается. По данным расчетов в трехмерном пространстве скорость УВ и тела КВМ также меняется с разным темпом в зависимости от времени (расстояния). Для пяти гало КВМ показано, что существует хорошее согласие между распределением DR/Rb(R), полученным в поле зрения LASCO C3 из расчетов характеристик КВМ и связанной ударной волны в трехмерном пространстве, с DR/Rb(R), полученным в работе [Russell and Mulligan, 2002], справедливого для поршневых ударных волн. Здесь DR - расстояние между телом КВМ и УВ на оси КВМ, Rb - радиус тела КВМ на его оси, R - расстояние от центра Солнца. Это свидетельствует в пользу того, что в поле зрения LASCO C3 ударные волны, связанные с КВМ, являются поршневыми.


 

Принят 28 мая 2015 г.   

21. И.В. Кузьменко
ЭРУПЦИИ СПОКОЙНЫХ ВОЛОКОН И СВЯЗАННЫЕ С НИМИ ОТРИЦАТЕЛЬНЫЕ РАДИОВСПЛЕСКИ.
Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН, Уссурийск, Россия sw@newmail.ru

Исследованы эрупции спокойных волокон вне активных областей, наблюдавшиеся в канале 304 A по данным SDO/AIA 16/17.08.2013 и 02.09.2014 и сопровождавшиеся отрицательными всплесками на ряде частот микроволнового диапазона. Впервые удалось подтвердить наблюдениями возможность возникновения отрицательных всплесков в интегральном потоке радиоизлучения в результате затенения веществом эруптивного волокна областей только спокойного Солнца.

С помощью разработанной ранее модели поглощения радиоизлучения сделаны оценки параметров поглощающего вещества. Выявлено, что площадь поглощающего облака в максимуме депрессии радиоизлучения составила ~ 10% от площади солнечного диска, что как минимум в два раза превышает площадь поглотителя при эрупции волокон из активных областей.

Для события 16/17.08.2013 выполнены оценки высоты протуберанца над лимбом и его площади в разные моменты времени с использованием разностных изображений STEREO-B/EUVI и SDO/AIA в канале 304 A. Показано, что изменение высоты протуберанца было пропорционально изменению корня из его площади. Величины площади поглощающего облака, полученные в крайнем ультрафиолете, оказались меньше их значений, оцененных в радиодиапазоне, но изменение площади в этих спектральных диапазонах происходило почти одновременно. Для обоих событий оценена масса поглощающего вещества, которая по порядку величины согласуется с массой крупного протуберанца.


 

Принят 29 мая 2015 г.   

22. С.Г. Можаровский
ОБ ЭКВИВАЛЕНТНОСТИ ОТКЛИКА КРЫЛЬЕВ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ НА МАЛЫЕ ИЗМЕНЕНИЯ ВЕЛИЧИН НАПРЯЖЕННОСТИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ И ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ.
Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН, Уссурийск, Россия sw@newmail.ru

При моделировании переноса излучения в спектральных линиях замечено, что функции отклика крыльев спектральных линий на изменения лучевой скорости V LOS и напряженности магнитного поля B совпадают и по амплитуде, и по форме распределения с высотой при определенном отношении возмущений ΔV и ΔB. Анализ показал, что эквивалентность функций отклика не случайна.

Возмущение точки профиля в крыле можно рассматривать как возмущение интенсивности ΔI или как возмущение длины волны Δλ. Расчеты показывают, что эти два возмущения в заданной точке профиля линии связаны соотношением ΔI = Δλ•(dI/dλ), где dI/dλ описывает крутизну крыла в этой точке профиля. То есть, малое возмущение любой физической величины в модели фотосферы смещает каждый отрезок профиля в направлении строго перпендикулярном текущей крутизне этого отрезка.

Зададим малое возмущение величине лучевой скорости ΔV = 50 м/с для спектральной линии с λ=5000 A. Приложив возмущение ко всей толще фотосферы получим смещение каждой точки профиля линии на Δλ =λ•ΔV/c = 0.833 mA. Приложив возмущение ΔV по очереди к каждому слою фотосферы Δh=10 км и измерив отклик Δλ(h), мы получим функцию отклика RF на возмущение лучевой скорости. Оказывается, что в этом случае сумма Δλ(h) по всем h составит в точности то же значение 0.833 mA. Таким образом, площадь под кривой RF имеет определенный физический смысл, она равна тому смещению, которое бы получила точка профиля линии, если бы возмущение было приложено ко всей фотосфере целиком. Тот же вывод справедлив и для вариации магнитного поля B (при условии полного расщепления магнитных компонент). Для линии Fe I λ6302 A возмущение 10 Гс приведет к смещению крыла на величину Δλ=4.67•10-5 • λ2GLande •ΔB = 0.464 mA. Такое же смещение дает возмущение ΔV на 22.05 м/с. Таким образом, для каждой магнитоактивной спектральной линии существует отношение, описывающее эквивалентное действие возмущений лучевой скорости и напряженности магнитного поля на крыло:

ΔVB[(м/с)/Гс]=4.6686•10-13•c•λ•GLande ,          (1)

где c - скорость света, м/с, λ - длина волны спектральной линии, A, GLande - ее эффективный фактор Ланде.

Рассмотренное свойство эквивалентности имеет прямое следствие. Если взять пространственную или временную серию профилей спектральной линии, то корреляция положений бисектора и ширины линии на разных уровнях остаточной интенсивности укажет уровень связи между лучевой скоростью и напряженностью поля на соответствующих высотах фотосферы.


 

Принят 29 мая 2015 г.   

23. С.Г. Можаровский
РАСЧЕТ ПРОФИЛЕЙ ФОЙГТА ДЛЯ МОДЕЛИРОВАНИЯ ОТКЛИКА СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ НА ВАРИАЦИИ ФИЗИЧЕСКИХ ВЕЛИЧИН В МОДЕЛЯХ ФОТОСФЕРЫ.
Уссурийская астрофизическая обсерватория ДВО РАН, Уссурийск, Россия sw@newmail.ru

При моделировании процесса переноса излучения в спектральной линии на каждом элементарном шаге расчета необходимо вычислить профиль поглощения линии, т.е. профиль Фойгта. Он зависит от двух параметров α и v, где α - отношение ширин профилей Лоренца и Гаусса, v=Δλ/ΔλD, λ - длина волны, ΔλD - доплеровское уширение линии и Δλ=λ-λ0- расстояние точки профиля от его центра. Точность, которую нужно достичь, определяется целью расчета. Для профилей, которые используются в численном эксперименте, иногда необходима точность порядка 10-10. Такая точность требуется, если необходимо получить линейный отклик спектральной линии на элементарные изменения модели фотосферы. Дешевизна компьютерной памяти позволила упростить схему расчета, которую можно разбить на две фазы:

1. Заполнить двумерную сетку опорных значений профиля Фойгта, вычисленных для заданных значений α и v с необходимой точностью.

2. Делать интерполяцию кубическими сплайнами по очереди сначала по одной, затем по другой координате.

Ошибка интерполяции неодинакова в разных областях определения параметров α и v и зависит от шага разбиения. Для достижения точности 10-11 интервал значений a в диапазоне от 100 до 10-5 нужно разбить на 2000 одинаковых в логарифмической шкале отрезков. Значения v в диапазоне от 0 до 4 разбиваем на равные в линейной шкале отрезки с шагом по 0.003, это 1350 точек, а в диапазоне от 4 до 2000 разбиваем также на 1350 отрезков, но уже с равным шагом в логарифмической шкале. Для предварительного заполнения матриц мы вычисляем профиль Фойгта прямым численным интегрированием с помощью процедуры QUANC8 (Форсайт, Малькольм, Моулер, 1980) с точностью 10-13. Это занимает много минут, поэтому один раз рассчитанную матрицу сохраняем на диске. В области α < 10-5 профиль Фойгта не интерполируется, а вычисляется разложением в ряд Тейлора по α (Рачковский, 1962).

Таким образом, получается очень простая методика, которая позволяет менять точность расчета, меняя шаг матрицы опорных значений. При этом скорость вычислений остается постоянной. Она примерно втрое медленнее, чем для алгоритма Хумличека (1979). Детали алгоритма можно найти на странице http://uafo.ru/msg/voigt.html

Литература

Humlicek J. // Journ. Quant. Spectroscopy and Rad. Transfer. 1979. V. 21. P. 309.
Рачковский Д.Н. // Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв. 1962. Т. 27. С. 148.
Форсайт Дж., Малькольм А., Моулер К. // Машинные методы математических вычислений./ Москва, «Мир», 1980.


 

Принят 02 июня 2015 г.   

24. Ю.А. Фурсяк
ГРАДИЕНТЫ ПРОДОЛЬНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ И ДВИЖЕНИЯ ПЯТЕН В ГРУППАХ С ВЫСОКОЙ ВСПЫШЕЧНОЙ АКТИВНОСТЬЮ (ДВЕ И БОЛЕЕ ВСПЫШКИ РЕНТГЕНОВСКОГО КЛАССА Х).
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409

В работе проанализированы особенности морфологической структуры и магнитной конфигурации групп пятен текущего, 24, цикла активности Солнца, в которых зафиксированы две или более вспышки рентгеновского класса Х. Произведены расчеты градиентов продольных магнитных полей и движения отдельных пятен в местах формирования ?-конфигурации магнитного поля в активных областях. Использованы данные ряда наземных (150-футовый солнечный телескоп обсерватории Маунт-Вильсон, БСТ-2 НИИ «КрАО») и космических (SDO, GOES-15) солнечных телескопов.


 

Принят 02 июня 2015 г.    

25. В.М. Григорьев, Л.В. Ермакова
СТРУКТУРА ПОДЪЁМА ВЕЩЕСТВА В ФОРМИРУЮЩЕЙСЯ ПОЛУТЕНИ СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия *E-mail lermak@iszf.irk.ru

По материалам космической обсерватории SDO изучалось образование полутени ведущего пятна активной области NOAA 11117. Использовались данные HMI: продольное магнитное поле, лучевые скорости, изображения в континууме. Получены следующие результаты.

1. Процессу возникновения полутени предшествует появление локализованных областей подъёма вещества, располагающихся между тенью и невозмущённой фотосферой. Размеры областей подъёма в течение нескольких минут достигают 1.5-2 дуг.сек. Скорость быстро возрастает (в течение 10 мин до 1км/с). Картина локализованных подъёмов сменяется появлением области горизонтального оттока вещества из полутени (эффект Эвершеда).

2. Впервые было прослежено образование отдельного спайна. Это проявляется как возникновение области усиливающегося подъёма вещества размером 2-3 дуг. сек. вблизи тени пятна, образование выступа в изолиниях продольного поля по одну сторону от эпицентра подъёма и последующее появления магнитного полюса противоположной полярности на другой стороне области подъёма. Процесс сопровождается появлением изгиба изофоты, очерчивающей границу невозмущённой фотосферы, в силу чего эпицентр подъёма попадает в зону более высокой яркости. Возможная интерпретация - подъём горячей магнитной трубки. Рост спайна приводит к увеличению полутени


 

Принят 02 июня 2015 г.   

26.  Я.И. Егоров, В.Г. Файнштейн ,   В.Г. Руденко,  С.А. Анфиногентов
ВАРИАЦИИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ, СОПРОВОЖДАЮЩИЕ ВОЗНИКНОВЕНИЕ КВМ, СВЯЗАННОГО С ЭРУПЦИЕЙ ВОЛОКНА.
ИСЗФ СО РАН, 664033, г. Иркутск, а/я-291. E-mail: egorov@iszf.irk.ru

По данным векторных измерений фотосферного магнитного поля инструментом SDO/HMI исследованы изменения поля, сопровождающие возникновение КВМ от 07.06.2011 связанного с эрупцией волокна и сопровождавшегося вспышкой. Анализировались вариации следующих характеристик магнитного поля в области возникновения КВМ: модуля B и радиальной компоненты Br магнитной индукции, а также угла α между направлением поля и радиальным направлением из центра Солнца в точке измерения поля. Оказалось, что появление КВМ сопровождается вариациями магнитного поля на нескольких масштабах времени, начиная от более, чем сутки, и заканчивая временным разрешением магнитографа. Показано, что наиболее сильные изменения поля локализованы в нескольких участках фотосферы, в том числе внутри и в окрестности оснований «ног» эруптивного волокна и области связанной с КВМ вспышки. Именно в этих участках фотосферы изменения поля были изучены наиболее детально. На всех участках внутри и вне оснований «ног» протуберанца магнитная индукция возрастает от 30% до 300% на масштабах времени от 3 до 9 часов в пределах ближайших суток до начала вспышки. В некоторых случаях эти увеличения можно интерпретировать как всплытие нового магнитного потока. В участке фотосферы вблизи одной из «ног» эруптивного волокна рост B и |Br| перед началом вспышки был обусловлен возникновением на несколько часов маленького пятна. Оказалось, что в пределах нескольких минут относительно начала вспышки и близкого к нему момента начала эрупции волокна во всех рассмотренных участках фотосферы наблюдается резкое изменение характера временного хода B и Br. В участках фотосферы в пределах основания «ног» эруптивного волокна и в некоторых ближайших участках вне «ног» изменение B и |Br| проявляется в виде уменьшения этих характеристик поля. В центре области вспышки наоборот, наблюдается резкое увеличение магнитной индукции на несколько сот Гс. Минимальный угол α на всех участках внутри основания «ног» волокна и в ближайшей его окрестности за несколько часов до момента вспышки (начала эрупции волокна) уменьшается в несколько раз, а в центре вспышки сразу после ее начала - резко нарастает.


 

Принят 02 июня 2015 г.   

27. Ю.С. Загайнова, В.Г. Файнштейн, В.Н. Обридко, В.Г. Руденко, С.А. Анфиногентов
ВАРИАЦИИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ТЕНИ МАГНИТНО-СВЯЗАННЫХ И ОДИНОЧНЫХ ПЯТЕН ПРИ ИХ ПРОХОЖДЕНИИ ПО ДИСКУ СОЛНЦА.
ИЗМИРАН, г. Москва, yuliazag@izmiran.ru

В работе изучены временные вариации нескольких характеристик магнитного поля в тени магнитно-связанных (т.е. соединенных силовыми линиями, полученными из расчетов поля в потенциальном приближении) ведущих и замыкающих пятен, а также одиночных пятен при их прохождении по диску Солнца. Рассматривались активные области (АО) с солнечными пятнами, в которых не наблюдались мощные вспышечные и эруптивные события. Анализировалась динамика характеристик магнитного поля в тени пятен: максимальное Bmax и среднее <B> значение магнитной индукции, а также минимальный α min и средний угол <α> между направлением поля и положительной нормалью к поверхности Солнца в точке измерения поля. Определялась площадь S тени исследуемых пятен. Изменения свойств тени пятен анализировались на временных масштабах от 1/3 суток до нескольких суток. Для отдельных одиночных пятен изменение их магнитных свойств изучалось на разных стадиях существования пятен: в период после возникновения, в «спокойный» период и на фазе исчезновения. Обнаружено, что для каждого рассмотренного одиночного пятна зависимость Bmax и <B> от площади тени S, наблюдаемых в разные моменты времени при их прохождении по диску Солнца, близки к полученным ранее зависимостям Bmax(S) и <B>(S) для ведущих пятен из пар магнитно-связанных пятен, наблюдаемых вблизи центрального меридиана. На примерах показано, что эволюция магнитных свойств тени магнитно-связанных ведущего и замыкающего пятен носит сложный характер. Например, ведущее пятно может быть магнитно-связанным не только с замыкающим пятном в этой АО, но и с замыкающими пятнами соседней группы. При этом характер магнитной связи между пятнами двух групп заметно меняется со временем и на некотором этапе эволюции активных областей исчезает. А при возникновении новых солнечных пятен в активной области в ведущем пятне также выявлены характерные особенности в поведении характеристик магнитного поля и площади тени со временем. Показано, что по мере движения группы пятен по диску Солнца заметно и достаточно синхронно в тени как ведущего, так и замыкающего пятна, меняются значения  Bmax и <B> со значениями α min и <α> в тени пятен. Между значениями Bmax и площадью тени пятна S, а также между <B> и S для обоих типов пятен обнаружена положительная корреляция.


 

Принят 02 июня 2015 г.   

28. А.В. Степанов, В.В. Зайцев
УСКОРЕНИЕ ЧАСТИЦ И НАГРЕВ ПЛАЗМЫ В ХРОМОСФЕРЕ СОЛНЦА.

Наблюдения на New Solar Telescope BBSO указывают на возможность нагрева хромосферных оснований вспышечных арок до корональных температур без воздействия потоков частиц, ускоренных в короне Солнца в области "каспа". Нами предложен механизм ускорения частиц и нагрева хромосферы in sutu, основанный на неустойчивости Рэлея-Тейлора в магнитном поле. Неустойчивость развивается в хромосферных основаниях корональных магнитных арок и деформирует локальное магнитное поле. В результате электрический ток в арке меняется и появляется индукционное электрическое поле. Импульс индукционного электрического поля вместе с импульсом электрического тока распространяется вверх по арке с альфвеновской скоростью и ускоряет электроны до энергии порядка 1 МэВ. Ускоренные электроны термализуются в слоях с плотностью плазмы n ≈ 1014 - 10-15 см-3, нагревая её до миллиона градусов. Джоулева диссипация импульса электрического тока нагревает слои хромосферы, соответствующие плотности n <= 1011 - 1013 см-3. Таким образом, современные наблюдения Солнца и предлагаемая модель свидетельствуют в пользу концепции "хромосферная вспышка".


 

Принят 02 июня 2015 г.   

29. М.Л. Демидов, А.В. Киселев, Р.М. Верецкий
СТОКСОМЕТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ ОМП И КМП СОЛНЦА В РАЗЛИЧНЫХ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЯХ И НЕКОТОРЫЕ ПРОБЛЕМЫ ИХ ИНТЕРПРЕТАЦИИ.
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 664033 Иркутск, а.я 291, Россияa

Систематические наблюдения общего (ОМП) и крупномасштабных (КМП) магнитных полей Солнца не потеряли своей актуальности и в настоящее время, несмотря на то, что приоритет солнечных исследований сместился в сторону изучения тонкой структуры. Такие наблюдения незаменимы в контексте исследований магнитных полей на других звёздах и изучения долговременных вариаций глобального магнетизма Солнца. Кроме того, наблюдения ОМП и КМП Солнца в различных спектральных линиях позволяют исследовать физические механизмы взаимосвязи магнитных структур различных пространственных масштабов. В настоящей работе представлены резыльтаты многолетних стоксометрических измерений ОМП и КМП Солнца в различных спектральных линиях, выполненных в основном в Саянской обсерватории. Показано, как такие измерения могут быть использованы для объяснения причин расхождений данных различных обсерваторий. Обсуждаются результаты теоретического моделирования проявлений в наблюдениях ОМП и КМП тонкоструктурных магнитных элементов.


 

Принят 02 июня 2015 г.   

30. С.И. Ибадов1, Ф.С. Ибодов2, С.С. Григорян3
ФИЗИКА СОЛНЦА: ИМПАКТНЫЙ МЕХАНИЗМ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК .
1Институт астрофизики АНТ, Душанбе, Таджикистан,
2 ГАИШ МГУ, Москва, Россия,
3 НИИ механики МГУ, Москва, Россия

Аналитически рассматривается прохождение ядер околосолнечных / солнцецарапающих комет к фотосфере Солнца (со скоростями, близкими к параболической, т.е. 617 км/с). Показано, что в пределах солнечной хромосферы, под действием аэродинамического давления, происходит полное разрушение ядра и существенное её поперечное расширение. Этот процесс завершается резким аэродинамическим торможением такой сплющенной, блинообразной структуры вблизи фотосферы, что сопровождается импульсной генерацией горячей, около 107 K, плазмы и сильной ударной волны, в сравнительно очень тонком слое около поверхности Солнца. Наблюдательными проявлениями такого “взрывного” высокотемпературного явления, солнечной фотосферной вспышки, будут переменное во времени избыточное излучение атомов/ионов тугоплавких металлов типа Fe, Si и т. п. над фотосферой, а также импульсное рентгеновское излучение. Представляется интересным, для проблемы прогноза солнечных вспышек, синхронные спектральные наблюдения/мониторинг падающих на Солнце комет (с размерами ядра порядка и более 100 м) в широком диапазоне спектра и с достаточным временным разрешением.


 

Принят 02 июня 2015 г.   

31. В.А. Котов, В.И. Ханейчук
КРЫМСКИЕ НБЛЮДЕНИЯ ПУЛЬСАЦИЙ СОЛНЦА В 1974-2014 ГГ.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409.

Наблюдения глобальных колебаний Солнца, начатые в КрАО в 1974 г., продолжаются несколько десятилетий. Измерения 2011-2014 гг. подтвердили новое, загадочное для астрономии явление - пульсацию фотосферы с периодом 9597.929(15) с, сохранявшую начальную фазу на протяжении 41 года. Природа пульсации не установлена. Отмечено, однако, что её биения с космологическим колебанием 9600.606(12) с происходят с периодом 398.4(2.9) сут, совпадающим в пределах ошибки с синодическим периодом Юпитера 398.9 сут. Выдвинута гипотеза, что период биений Солнца индуцирован полем тяжести Юпитера, обращающегося в системе отсчёта «Солнце - Земля».


 

Принят 02 июня 2015 г.   

32. В.А. Котов, В.И. Ханейчук
ОБЩЕЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ СОЛНЦА: ГОД 2014.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409.

Общее магнитное поле (ОМП) Солнца как звезды измеряется в КрАО с 1968 г. В целом за последние 47 лет в КрАО и нескольких других обсерваториях выполнено более 24 тыс. суточных измерений ОМП. Этот уникальный «магнитный» ряд позволяет получить качественно новую информацию о временном поведении нашей звезды. Состояние Солнца, характеризуемое ОМП, резко изменилось в 2014 г. Секторная структура, исчезнувшая в минимуме 23-24, приобрела в 2014 г. ненормально большую, до 3-4 Гс, напряжённость положительных секторов; полярное же поле (по измерениям в Стэнфорде) значительно ослабло. Изменение ОМП говорит о том, что после 2013 г. наша звезда перешла в другое состояние с доминированием N-полярности. Это тесно связано, по-видимому, с рекордным (по продолжительности и глубине) минимумом 23-24. Данные 2013-2014 гг. подтвердили негармонический профиль средней кривой изменения ОМП с периодом Хейла 22.14(8) г. Показано, что в 2014 г. произошёл резкий переход магнитного Солнца из состояния с преимущественно отрицательным полем в состояние с доминированием поля положительной полярности. Наряду с традиционным физическим объяснением солнечного цикла теорией динамо можно рассмотреть и космологическую гипотезу.


 

Принят 02 июня 2015 г.   

33. О.С. Гопасюк
ИССЛЕДОВАНИЯ СОЛНЦА В КРЫМУ.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409.

Наблюдения Солнца и патруль вспышек в Крыму начались еще в Симеизе. В конце 40-х годов 20 века Э.Р. Мустелем и А.Б. Северным были получены результаты, определившие на многие годы вперед направление дальнейших исследований солнечных вспышек. Дальнейшее развитие исследования Солнца в КрАО получили после принятия 30 июня 1945 г. Правительством СССР решения о строительстве Крымской астрофизической обсерватории. Встал вопрос о всестороннем исследовании физических процессов, протекающих в солнечной атмосфере, физической природы явлений солнечной активности и механизмов их влияния на земные процессы. Для решения этих задач был создан комплекс аппаратуры, позволяющий проводить монохроматические, спектральные и поляризационные исследования Солнца в широком диапазоне длин волн. В комплекс вошли внезатменный коронограф КГ-1 (1950 г), башенный солнечный телескоп БСТ-1 (1954 г), горизонтальный солнечный телескоп ГСТ, башенный солнечный телескоп БСТ-2 (1969 г) и коронограф КГ-2 (1979 г). В последующие годы к исследованиям Солнца подключились радиотелескопы РТ-22, РТ-2, РТ-3 и РТ-М. Начиная с 1959 г. КрАО активно участвовала во внеатмосферных исследованиях Солнца.

Исследование физической природы солнечных вспышек, регулярные спектроскопические наблюдения и измерения солнечных магнитных полей позволили получить пионерские результаты по физике Солнца:

1. Создание магнитографа полного вектора.

2. Открытие тонкой структуры солнечных образований с элементами меньше 1 угл сек: тонкой структуры эмиссии вспышек, тонкой структуры поляризованных элементов вспышек и усов и быстрое изменение поляризации со временем, тонкой структуры магнитных полей на Солнце и поля скоростей.

3. Обнаружение спектральных особенностей излучения вспышек в оптическом континууме.

4. Обнаружение сильной вертикальной и горизонтальной неоднородности магнитного поля.

5. Выявление фундаментальной связи возникновения вспышек с особенностями структуры магнитного поля активной области, что в дальнейшем легло в основу методики прогнозирования солнечных вспышек и построение физической модели вспышки.

6. Обнаружение изменений напряженности и структуры магнитных полей, связанных со вспышками.

7. Определение системы электрических токов в активных областях.

8. Выявлена роль горизонтальных и вертикальных движений в активной области в генерации электрических токов, создании предвспышечной ситуации и развитии вспышечного процесса.

9. Обнаружение крутильных колебаний пятен с периодом около 6 суток. Использование характеристик этих колебаний для диагностики движения плазмы и структуры поля в глубоких слоях Солнца

10. Установлена связь между секторной структурой межпланетного магнитного поля и общим магнитным полем Солнца.

11. Открытие 160 мин колебаний на Солнце, которое послужило толчком к развитию новой области физики Солнца - гелиосейсмологии.

12. Показано, что фоновые магнитные поля - не остатки распавшихся активных областей, а самостоятельное явление. Источник магнитных полей корональных дыр расположен глубже источника фоновых полей.


 

Принят 02 июня 2015 г.   

34. Г.П. Машнич, В.С. Башкирцев
ДВИЖЕНИЯ И КОЛЕБАНИЯ В ВОЛОКНЕ ПЕРЕД ЭРУПЦИЕЙ.
Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск, Россия mashnich@iszf/irk/ru

Большое количество современных космических и наземных мультиволновых солнечных данных позволяет изучать предэруптивные свойства структур в короне, хромосфере и эволюцию фотосферных магнитных полей в связи с эрупцией. Цель этой работы - исследовать доплеровские движения в волокне и в фотосфере под волокном за несколько дней перед эрупцией. Большое волокно в N- полушарии с 31 августа по 2 сентября 2014 располагалось вблизи центрального меридиана Солнца и эруптировало 02.09.2014. В результате эрупции волокно потеряло основную часть своей массы, а через сутки начался процесс его восстановления. На Горизонтальном Солнечном Телескопе в Саянской Солнечной Обсерватории в течение трех дней 31.08 - 2.09.2014 выполнены наблюдения волокна в спектральной области, которая включает линии Н β λ 4861 A (хромосфера) и FeI λ ; 4859 A (фотосфера). Показано, что вращательные движения сохранялись в отдельных сегментах волокна весь период наблюдений. В моменты дестабилизации из-за всплытия новых магнитных потоков согласованность стационарных движений между фотосферой и хромосферой нарушается. С приближением к моменту эрупции цуговый характер фотосферных короткопериодтческих колебаний (около 5 минут) повторяется в волокне.


 

Принят 02 июня 2015 г.   

35. К.В. Романов, Д.В. Романов, В.А. Романов, Н.В. Кучеров
ВЛИЯНИЕ ТЕПЛОВОГО ПРОГРЕВА НА ДИНАМИКУ ВСПЛЫВАНИЯ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ В СОЛНЕЧНУЮ АТМОСФЕРУ.
Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования «Красноярский государственный педагогический университет им. В.П. Астафьева», 660049, г. Красноярск, Россия

Среди диссипативных процессов, вносящих существенный вклад в динамику движения магнитных полей в конвективной зоне Солнца, наиболее важным является тепловой прогрев всплывающего потока газа [1,2]. При наличии магнитных полей с высокими значениями напряжённости коэффициент теплопроводности имеет сильную анизотропию: тепловые потоки направлены в основном вдоль силовых магнитных линий [3,4]. Система уравнений, описывающая динамику магнитной трубки с учётом теплового прогрева: где - вектор плотности теплового потока: - коэффициент электронной теплопроводности, - коэффициент лучистой теплопроводности [3,4]. Рис.1. Распределение температуры в пределах одной гармоники.

где  – вектор плотности теплового потока:

  – коэффициент электронной теплопроводности,  – коэффициент лучистой теплопроводности [3,4].

Рис.1. Распределение температуры в пределах одной гармоники

Рис.2. Распределение плотности теплового потока в пределах одной гармоники

При всплывании арочной магнитной структуры в верхней части температура падает по адиабатическому закону. В нижних затонувших областях градиент температуры также близок к нулю (рис.1). При формировании арочной структуры наиболее интенсивно прогреваются боковые участки, где плотность тепловых потоков может достигать значений 105эрг/см2 (рис.2).

Всплывающие участки магнитной трубки разогреваются тепловыми потоками, идущими снизу. Их скорость подъёма нелинейно увеличивается. Как следствие, тепловой прогрев играет важную роль в формировании выбросов магнитного поля в солнечную атмосферу [5,6].

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Alekseenko S.V., Dudnikova G.I., Romanov V.A., Romanov D.V., Romanov K.V., Semeonov I.V. Magnetic Field Transport from the Dynamo Zone // International Conference on the Methods of Aerophysical Research. 2007. V.IV. P.3-6.
2. Романов В.А., Романов Д.В., Романов К.В., Кучеров Н.В.. Генерация корональных транзиентов в верхних слоях конвективной зоны // Изв. Крымской Астрофиз. Обс.. 2011. Т.107. №1. С.236-237.
3. Зельдович Я.Б., Райзер Ю.П.. Физика ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений // М.: Наука. 1966. 670 c..
4. Котельников И.А., Ступаков Г.В.. Лекции по физике плазмы // Новосибирск: Новосибирский гос. университет. 1996. 128 c..
5. Romanov D.V., Romanov K.V., Romanov V.A., Eselevich V.G., Eselevich M.V., Kucherov N.V.. On the possible reason for the formation of impulsive coronal mass ejections // Advances in Space Research. 2015. V.55. P.949-957.
6. Eselevich V.G., Eselevich M.V.. Common characteristics of CMEs and BLOBs: a new view of their possible origin // Solar Phys.. 2001. V.203. P.165-178.Phys. 2001. V.203. P.165-178.


 

Принят 04 июня 2015 г.   

36. Н. С. Свиржевский, Г. А. Базилевская, А. К. Свиржевская, Ю. И. Стожков
СВЯЗЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ГЕЛИОСФЕРЕ С СОЛНЕЧНЫМ ВЕТРОМ.
Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Физический институт им. П.Н. Лебедева Российской академии наук (svirzhev@fian.fiandns.mipt.ru)

Рассмотрена возможность представления гелиосферного магнитного поля в виде суммы паркеровского спирального поля и магнитного поля от различного вида выбросов плазмы (CME, CIR, магнитных облаков) и других явлений в гелиосферной плазме (токовых слоев, продолжительных отклонений от спирального поля и др.). Предполагается, что спиральное поле вморожено в плазму и выносится в гелиосферу солнечным ветром. Магнитное поле от других источников образуется главным образом в гелиосфере во взаимодействиях разноскоростных потоков солнечного ветра. Приводятся описание возможного механизма генерации магнитного поля в гелиосфере и результаты вычислений магнитного поля по локальным параметрам гелиосферной плазмы - температуре и плотности. По данным ОМНИ приводятся оценки величины паркеровского магнитного поля на 1. а.е. в 23-м солнечном цикле.


 

Принят 10 июня 2015 г.   

37. А.В. Боровик, Д.Ю. Мячин, А.М. Уралов
МОДЕЛЬНОЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЕ ВНЕПЯТЕННОЙ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ.
Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск, Россия, myachin@iszf.irk.ru

В настоящее время наиболее разработанной моделью солнечной вспышки является «стандартная» модель CSHKP, которая объединяет многочисленные имеющиеся наблюдательные и теоретические схемы. Эта модель достаточно хорошо описывает завершающую фазу солнечной вспышки - фазу расходящихся вспышечных лент, однако не применима к начальной импульсной фазе вспышки, в том числе к появлению первичных вспышечных лент над линией инверсии фотосферного магнитного поля.

Нами использованы качественные наземные наблюдения солнечной хромосферы в линии Hα Байкальской астрофизической обсерватории и данные по магнитному полю обсерватории Кит Пик (США) для внепятенной солнечной вспышки 16 марта 1981 г., имеющей ряд особенностей, которые невозможно было объяснить в рамках «стандартной» модели.

На основе полученных данных и анализа имеющихся в литературе теоретических моделей солнечной вспышки, в том числе модели CSHKP, нами предлагается эмпирическая модель внепятенной солнечной вспышки, которая находится в согласии с ранее полученными результатами. В рамках разработанной модели оказалось возможным объяснение ненаблюдаемого ранее явления хромосферного “стримера”, высокая скорость распространения которого в доль раздела полярности продольного магнитного поля теперь легко увязывается со скоростью распространения волны “отрыва” эруптивного волокна от солнечной поверхности.


 

Принят 17 июня 2015 г.   

38. Э.А. Барановский, В.П. Таращук, Н.Н. Степанян, Н.И. Штерцер
ВОЛОКНА И ПОДСТИЛАЮЩИЕ ИХ ПОВЕРХНОСТИ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ В ЛИНИЯХ He И Н-АЛЬФА.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409, edward@craocrimea.ru.

Вдоль волокон в линии НеI 1083 нм наблюдаются яркие полоски. Для волокон в Н-альфа 656.3 нм они бывают как яркими, так и темными. Диапазон изменения интенсивности около волокон в Не 1.005 - 1.10, а в Н-альфа 0.95 - 1.05 интенсивности невозмущенного диска. В работе исследуются физические условия в таких полосках. Для объяснения наблюдаемых особенностей сделаны вычисления яркости для различных моделей хромосферы. Рассматривались два типа моделей: 1. Модели с изменениями температуры или плотности в верхней хромосере, 2. Модели с изменениями температуры в средней и нижней хромосфере. Модели первого типа изменяют яркость в линии Не, не меняя при этом яркость в линии Н-альфа. Модели второго типа изменяют только яркость Н-альфа. Используя изменения параметров хромосферы и первого и второго типа, мы получали различные комбинации яркостей в линях НеI и Н-альфа. Для оценки яркости рассчитывались профили линий НеI и Н-альфа по соответствующим моделям с использованием программы не-ЛТР.

Сравнение наблюдаемых и вычисленных величин позволяет сделать вывод, что увеличение яркости вызвано уменьшением плотности в 3-5 раз в верхней хромосфере (в области температур около 21000-24000 К) и увеличением температуры на 800-1000 K в средней и нижней хромосфере (в области 6000- 9000 К).

Рассматривалась также зависимость яркости полосок от расстояния от центра диска Солнца. Яркость в линии Н-альфа не зависит от положения на диске. Яркость в линии Не увеличивается от центра к краю на 2-4%. Расчеты изменения яркости центр-край соответствуют наблюдаемым результатам.


 

Принят 17 июня 2015 г.   

39. А.Н. Бабин, Э.А. Барановский, А.Н. Коваль
ОПТИЧЕСКИЕ СПЕКТРЫ И ПОЛУЭМПИРИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ АТМОСФЕРЫ СОЛНЕЧНОЙ БЕЛОЙ ВСПЫШКИ 9 АВГУСТА 2011 ГОДА.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409, babin@craocrimea.ru.

Полуэмпирические модели трех ядер, излучающих в континууме во время предимпульсной и импульсной фазы белой вспышки 9 августа 2011года, рассчитаны на основании наблюдений яркости континуума в области 6579 A, профилей линии Н-альфа и фотосферных линий железа. Вычисления показали, что для согласования вычисленных и наблюденных профилей и величины непрерывной эмиссии импульсных ядер белой вспышки необходимо увеличение температуры как в нижней хромосфере, так и в верхней фотосфере. Для предимпульсной фазы вычисления показывают, что наиболее эффективный нагрев расположен в фотосфере глубже, чем в импульсной, а нагрев хромосферы незначительный. Спектральные данные и результаты модельных расчетов указывают на то, что эмиссию исследуемых ядер белой вспышки трудно объяснить нагревом энергией, переносимой из короны в нижележащие глубокие слои атмосферы.


 

Принят 18 июня 2015 г.   

40. Ю.Т. Цап1,2, А.В. Степанов2, Ю.Г. Коылова2
АМПЛИТУДНО-ФАЗОВЫЕ СООТНОШЕНИЯ ЭВАНЕСЦЕНТНЫХ МАГНИТОАКУСТИЧЕСКИХ ВОЛН И ФОТОСФЕРНАЯ СЕЙСМОЛОГИЯ СОЛНЦА.
1НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409,   yur_crao@mail.ru.
2ГАО РАН, Пулковское шоссе, Санкт-Петербург, 196140.

Рассмотрены амплитудно-фазовые соотношения линейных магнитоакустических волн в изотермической стратифицированной атмосфере в приближении тонкой магнитной трубки. В отличие от Фуджимуры и Цунеты (2009), а также Морилса и Ван Дурсселеера (2013), учитывается действие силы тяжести, ответственной за возникновение эванесцентных мод. Показано, что фазовые соотношения для возмущенных величин этих мод, полученные ранее Меином (1977), требуют пересмотра из-за допущенных неточностей. Найденные нами амплитудно-фазовые соотношения для эванесцентных волн хорошо согласуются с результатами спутниковых наблюдений пульсаций лучевой скорости, магнитного поля и интенсивности излучения в порах и межгранульных областях. Сделан вывод о важной роли магнитоакустических мод в нижней атмосфере Солнца, возбуждаемых на частоте акустической отсечки.

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

Mein N. 1977, Solar Phys., 52, 283.

Moreels M.G., Van Doorsselaere T. 2013, A&A, 551, A137.


 

Принят 18 июня 2015 г.   

41. О.А. Андреева1, Г.В. Руденко2, Н.Н. Степанян1, В.Г. Файнштейн2
ИЗМЕНЕНИЕ СУММАРНОГО МАГНИТНОГО ПОТОКА СОЛНЦА СО ВРЕМЕНЕМ, ШИРОТОЙ И ВЫСОТОЙ.
1НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409. 
2Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, а/я 291, Россия. 664033.

Изучение вращения и циклической активности солнечной атмосферы на разных высотах является весьма актуальной задачей. Крупномасштабные фоновые магнитные поля, которые в последнее время принято считать глубинными трассерами, привлечены для установления новых закономерностей вращения и выявления связи между скоростью изменения суммарного магнитного потока и уровнем активности.

В докладе анализируется суммарный магнитный поток Солнца в 10-градусных широтных зонах каждого оборота как сумма абсолютных значений магнитных потоков «+» и «-» полярностей в долготных интервалах 0-360°. Исходным материалом послужили синоптические карты магнитного поля Солнца за 3 цикла (1975-2010 годы) на четырех высотах в солнечной атмосфере. Эти данные были преобразованы в скорости изменения суммарного потока от оборота к обороту. Для всех широтных интервалов из значений потока в (к) обороте вычитались значения потока в следующем (к+1) обороте и относились к обороту (к). Получившиеся скорости магнитного потока для уровня фотосферы и высоты 1.1 радиуса Солнца (Н3) представлены в виде двумерной картины для широт ±40° на Рис.1. На ней хорошо видны появляющиеся в эпохи максимумов активности вытянутые вдоль широты периодические структуры. Это говорит о том, что скорость изменения суммарного магнитного потока в эпохи максимума имеет периодическую составляющую.

Рис.1 Скорости магнитного потока для уровня фотосферы (Н0) и высоты 1.1 радиуса Солнца (Н3)

Для изучения этой составляющей был проведен анализ скорости изменения магнитного потока во время трех максимумов солнечной активности для четырех рассматриваемых высот.

Показано:

- Амплитуда изменения магнитного потока от оборота к обороту в максимумах солнечных циклов достигает величин 0.4 - 0.9 среднего суммарного потока на разных высотах.

- Периодичность в скорости изменения магнитного потока наиболее четко прослеживается в максимальной фазе трех рассмотренных циклов на широтах -15° - +15°. Для 21-го и 23 -го циклов длительность этой фазы меняется от 80 до100 оборотов при переходе от фотосферы до 2.5 радиуса Солнца. Для 22-го цикла эта фаза короче: от 50 до 80 оборотов.

- Средняя длительность одного периода меняется с высотой от 8 до 10 оборотов (от 7 до 10 месяцев). Этот результат получен двумя способами.

- Колебание скорости в течение периода симметрично относительно нуля.

- Коэффициенты автокорреляции для разных циклов и высот находятся в интервале 0.66-0.43.

- Средний коэффициент автокорреляции меняется с высотой от 0.51 до 0.43.

 

Принят 19 июня 2015 г.   

42. Ю.Т. Цап1,2, Ю.Г. Коылова2, Г.Г. Моторина2
О ГЕНЕРАЦИИ ЖЕСТКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ВСПІШЕК В КОРОНАЛЬНЫХ ПЕТЛЯХ.
1НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409,   yur_crao@mail.ru.
2ГАО РАН, Пулковское шоссе, Санкт-Петербург, 196140

Рассматриваются особенности жесткого рентгеновского излучения (HXR) вспышечных петель с учетом нестационарности процесса энерговыделения. Показано, что нисходящая ветвь импульсов HXR продолжительностью менее 1 мин должна определяться динамикой ускоренных электронов в источнике излучения вследствие медленной релаксации тепловой корональной плазмы, вызванной радиационными и теплопроводными потерями. Это позволяет более адекватно проводить фитирование спектров HXR солнечных вспышек в диапазоне низких энергий, полученных из наблюдений на орбитальной станции RHESSI. Обосновывается необходимость пересмотра модели HXR во вспышечных петлях Витленда-Мелроуза (1995) в случае генерации коротких импульсов. Обсуждаются следствия полученных результатов.

Wheatland M. S.; Melrose D. B. 1995, Solar Phys., 158, 253.


 

Принят 22 июня 2015 г.   

43. Э.А. Барановский, В.П. Таращук
СОДЕРЖАНИЕ ЛИТИЯ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ 2014 ГОДА.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409.

Получены спектры солнечных пятен в областях линий LiI 6708 A и некоторых линий FeI и CaI. Наблюдения проводились с ПЗС камерой в августе 2014 г. на телескопе БСТ-2 Крымской Астрофизической Обсерватории. Были рассчитаны модели пятен по наблюдаемым профилям линий FeI, CaI. По моделям пятен и наблюдаемым профилям линии LiI 6708 A определена величина содержания лития. Средний результат для пятен 26 08 2014: log(A(Li)) = 1.2. (в шкале lg A(H) = 12.0). Обработаны также спектры пятен, полученные ранее - 8.10.11, рассчитанное значение содержания log(A(Li)) = 1.02.


 

Принят 22 июня 2015 г.   

44. Э.А. Барановский1, В.П. Таращук1, Б.М. Владимирский2
АНАЛИЗ ДВАДЦАТИЛЕТНИХ НАБЛЮДЕНИЙ ПОКАЗАНИЙ КОЛБЫ ФИЦРОЯ - ВЛИЯНИЕ КОСМИЧЕСКИХ ФАКТОРОВ.
1НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409,
2Таврический федеральный университет им. В.И.Вернадского

Влияние космических факторов на разнообразные земные процессы в общем надежно установленный факт. Однако, для понимания механизмов, ответственных за проявление такого влияния, необходимо изучение поведения разнообразных систем - геофизических, медико-биологических, физико-химических и технологических, вплоть до социальных феноменов.

В НИИ"КрАО" на протяжении 20 лет ведется регистрация динамического индекса - DI - показаний изменения роста кристаллов в герметически запаянном сосуде - колбе Фицроя или штормглассе. Это сравнительно простая физико-химическая система по сравнению, например, с биологическими. Сопоставление данных DI с некоторыми геофизическими и солнечными индексами за несколько лет - 1995 -2000 гг. - позволило выявить четкую корреляцию между ними. Двадцатилетний массив данных (единственный в мире) позволил уточнить многие особенности связей, например, с Ар и αα индексами, вспышечным индексом и др., в том числе зависимость изменений DI от магнитных полей. Использован метод наложения эпох. Он позволил обнаружить корреляцию не только с солнечными магнитными полями, но зарегистрировать очень заметное влияние ММП - переход Земли через границы секторов плюс- минус или минус-плюс существенно отражается на реакции DI. Так, если в качестве реперного события берется дата смены знака ММП, то DI достигает МАХ за 2-3 суток до прохождения границы {-,+}. При смене знака {+,-} МIN достигается за 3 суток до прохождения границы ММП. Динамика кристаллообразования ведет себя на границах и противоположным образом.

На протяжении почти 6 лет в КрАО велась регистрация ряда физических показателей в измерениях токов термостатированной микросхемы и светового эталона - ФЭУ, шумового индекса потоков на установке «Экзакт». Проведено сравнение DI с этими показателями, с биологической реакцией окрашивания коринобактерий, а также рядом взятых из литературы измерений разных физических показателей, медицинских, техногенных событий. На установке «Экзакт» фазы годовых и суточных вариаций измерявшихся показателей зависели от знака ММП. Практически во всех случаях видны одни и те же закономерности, обнаруженные в поведении колбы Фицроя, в том числе в реакции на ММП. Время реакции может смещаться в зависимости от природы регистрирующего устройства.

Таким образом оказалось, что используемые обычно "классические" индексы αα, Ар, Кр и др. не дают полного отражения динамических процессов в магнитосфере, ионосфере, атмосфере, связанных с вариациями солнечной активности. Эти индексы являются сложными комбинациями физических параметров СВ и ММП. Например, индекс αα пропорционален квадрату скорости СВ и модулю ММП. На примере штормгласса ясно, что применение конкретных параметров ММП и СВ дает дополнительную информацию. Видимые процессы в штормглассе указывают на влияние космической погоды на атомно-молекулярные процессы в растворе и воздействие слабых электромагнитных полей низких и очень низких частот. Изложенные данные в общем находятся в разумном согласии с современными модельными представлениями о механизмах влияния СА на физико-химические процессы.


 

Принят 25 июня 2015 г.   

45. И. М. Подгорный1, А. И. Подгорный2
ВСПЫШЕЧНЫЙ ТОКОВЫЙ СЛОЙ - ГЕНЕРАТОР СОЛНЕЧНЫХ КОСМЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ.
1Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт астрономии РАН, г. Москва ,
2Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Физический институт РАН им. П. Н. Лебедева, г. Москва

Численное МГД моделирование показало, что ускорение протонов, сопровождающих солнечную вспышку, происходит во вспышечном токовом слое вдоль особой линии магнитного поля. Спектры релятивистских протонов, регистрируемые мировой сетью нейтронных мониторов совпадают с вычисленными спектрами. Ускоренные в токовом слое протоны обладают экспоненциальным спектром. Из анализа многолетних измерений потоков протонов с энергией 10 - 100 МэВ на космических аппаратах GOES следует, что характеристики потока ускоренных протонов, достигающих орбиты Земли, зависят от положения вспышки на солнечном диске. Так называемая, быстрая компонента релятивистских протонов регистрируется от вспышек, возникших на западной части солнечного диска, с задержкой, определяемой временем пролета частиц без столкновений. Она приходит к Земле с резким (~5 мин) фронтом. Ларморовский радиус протонов в межпланетном пространстве много меньше расстояния от Земли до Солнца. Это значит, что частицы быстрой компоненты приходят к Земле вдоль линий магнитного поля. Такими линиями являются линии спирали Архимеда. Быстрая компонента приходит от западных вспышек с крутым фронтом и запаздыванием менее 20 минут. Протоны, не попавшие сразу на линии поля, переносятся поперек поля со скоростью солнечного ветра и диффундируют за счет рассеяния на неоднородностях магнитного поля. Длительность регистрации релятивистских протонов составляет около 3 суток, что соответствует переносу частиц со скоростью солнечного ветра. Фронт прихода протонов от вспышек на восточной части диска пологий. Его длительность более 10 часов. Поток протонов от таких вспышек начинает регистрироваться с запаздыванием более трех часов. Быстрая компонента не регистрируются аппаратами GOES от вспышек, произошедших на восточной части солнечного диска. Частицы от вспышек, происшедших на восточной части солнечного диска, не могут попасть на линию магнитного поля, связывающую вспышку с Землей. Захваченные магнитным полем, частицы восточных вспышек могу переноситься солнечным ветром и диффундировать поперек поля. В отельных очень редких случаях быстрая компонента от западных вспышек не регистрировалась аппаратом GOES. Это происходило, если перед регистрируемым протонным событием наблюдались мощные вспышки и корональные выбросы массы, которые могли исказить конфигурацию поля, и распространяющийся вдоль линий поля поток протонов не мог достичь магнитосферы Земли.

Если часть быстрых протонов приходит к Земле вдоль линий магнитного поля и образует быструю компоненту, а другая часть распространяется поперек поля, то нет необходимости для объяснения быстрой и запаздывающей компонент привлекать два различных механизма ускорения протонов (ускорение во вспышке и ускорение в ударной волне).


 

Принят 25 июня 2015 г.   

46. А. И. Подгорный1, И. М. Подгорный2
СОЛНЕЧНАЯ ВСПЫШКА - МОДЕЛЬ И СРАВНЕНИЕ С НАБЛЮДЕНИЯМИ. 
1Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Физический институт РАН им. П. Н. Лебедева, г. Москва,
2Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт астрономии РАН, г. Москва

Модель солнечной вспышки, основанная на накоплении магнитной энергии в токовом слое, образующемся в окрестности особой линии магнитного поля над активной областью, объясняет наблюдаемое в рентгеновском излучении освобождение энергии при вспышке высоко в короне. Быстрое освобождение магнитной энергии происходит при переходе токового слоя в неустойчивое состояние. Численное магнитогидродинамическое моделирование над реальной активной областью показало образование токовых слоев в короне, в магнитном поле которого запасается энергия для вспышки. Распад токового слоя должен приводить к взрывному выделению энергии. Наблюдаемый в короне источник теплового излучения с выделением энергии ~1031 эрг согласно электродинамической модели вспышки должен располагаться в токовом слое. Нагревание плазмы в слое должно происходить в результате диссипации магнитного поля слоя. Данные аппарата RHESSI показывают быстрый нагрев плазмы с концентрацией плазмы ~1011 см-3 до температуры более тридцати миллионов градусов. При численном моделировании образования токового никаких предположений о механизме вспышки не делалось, все условия брались из наблюдений. Для задания граничных условий на солнечной поверхности использовались карты магнитного поля, получаемые прибором MDI аппарата SOHO. Расчеты начинались за несколько дней до вспышки, когда сильных возмущений в короне не было, и поэтому рассчитанное в короне потенциальное магнитное поле можно использовать для задания начального условия. Из-за сложности конфигурации магнитного поля над активной областью, не позволяющей отыскать токовый слой более простыми средствами, необходима разработка специального метода оперативного обнаружения вспышечных токовых слоев в магнитном поле в короне, которое находится численным моделированием. Метод поиска основан на свойстве токового слоя, согласно которому максимум абсолютной величины плотности тока располагается в его центре. В любой выбранной плоскости, которая как угодно может располагаться в пространстве в расчетной области, строятся лини уровня абсолютной величины плотности тока. На плоскость наносятся все положения локальных максимумов плотности тока в этой плоскости, а также проекции положений всех локальных максимумов плотности тока в пространстве на эту плоскость. Места пересечения токовых слоев с выбранной плоскостью и центры токовых слоев соответствуют некоторым из отмеченных точек. Для того чтобы выяснить, соответствует ли данная точка токовому слою или просто соответствует повышению плотности тока вследствие какого-либо возмущения, программа строит конфигурацию магнитного поля. Найденное при помощи графической системы положение токового слоя совпадает с наблюдаемым положением источника рентгеновского излучения для вспышки, произошедшей 27 мая 2003 г в 02:53 в активной области NOAA 10365. Совпадение положений токового слоя и источника теплового рентгеновского излучения является прямым указанием на правильность подхода к пониманию вспышки, основанного на теории токового слоя в короне.


 

Принят 25 июня 2015 г.   

47. В.М. Малащук, Н.Н. Степанян
МАГНИТОИЗОЛИРОВАННЫЕ КОМПЛЕКСЫ СОЛНЕЧНЫХ ОБРАЗОВАНИЙ В 24 СОЛНЕЧНОМ ЦИКЛЕ.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» МОН, Научный. Крым, Россия, 298409

По изображениям Солнца в линии Неl 1083 нм в 24 цикле были выделены магнитоизолированные комплексы солнечных образований за период с 2012 по май 2015 года. Для большинства рассмотреных   магнитоизолированных комплексов имеются наблюдения за 2-5 дней. Все рассматриваемые комплексы отождествлены на более высоких уровнях в короне (Fe IX-X A 17,1 нм). При отождествлении обращалось внимание на непрерывность границ комплексов, состоящих из границ активных областей (АО), волокон. В области корональных дыр (КД) промежуточных областей (ПО) границы видны как цепочки темных образований малого размера. Проведен анализ арочных структур в короне (Fe IX-X A 17,1 нм) и верхней хромосфере (Неl 1083 нм) внутри магнитоизолированных комплексов солнечных образований (МИКСО)и во внешних примыкающих к ним областям.


 

Принят 27 июня 2015 г.   

48. Е.А. Илларионов 1, А.Г. Тлатов 2
ГЕОМЕТРИЯ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН.
1ГАО РАН, Мехмат МГУ,
2ГАС ГАО РАН

В нашей работе мы представляем результаты статистической обработки многолетней серии наблюдений солнечных пятен, где основной акцент будет делаться на изучении значимых параметров формы пятен, таких как ориентация и вытянутость. Довольно неожиданно обнаружилось различие в углах наклона малых пятен в восточном и западном полушарии после восстановления их гелиографических координат. Такое поведение совершенно нетипично для модели пятна, расположенного на поверхности сферы, и прямо указывает на их более сложную конфигурацию, которую трудно объяснить только эффектом Вилсона. С помощью 3D моделирования мы протестировали различные варианты ориентации пятна по отношению к поверхности сферы и обнаружили, что наблюдаемая зависимость угла от долготы воспроизводится моделью, в которой один край пятна утоплен вглубь сферы. При этом достаточно близкие количественные показатели достигаются при дополнительном предположении о вытянутости формы пятна. Отметим, что большие пятна не демонстрируют столь выраженных особенностей в ориентации. Вместе с тем, форма больших пятен вытянута в направление магнитной оси биполей солнечных пятен. Обнаруженные нами эффекты могут стать важной опорной точкой в теории возникновения и развития солнечных пятен и стимулировать дальнейший интерес к описанию их геометрических свойств.


 

Принят 01 июля 2015 г.   

49. Ч.Т. Шерданов1, Е.П. Миненко1, И. Саттаров2
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ФОТОСФЕРНЫХ И ХРОМОСФЕРНЫХ МАГНИТНЫХ БИПОЛЕЙ НА ПОВЕРХНОСТИ СОЛНЦА.
1Астрономический институт АН РУз, г. Ташкент, 100052, Узбекистан, chori @astrin.uz,
2Ташкентский государственный педагогический университет, Ташкент, 100100, Узбекистан

На поверхности Солнца наблюдаются магнитные поля разного размера. Мы изучали распределения элементарных магнитных полей, называемых биполями на поверхности Солнца. Предварительные результаты показывают, что магнитные биполи встречаются на всех гелиографических широтах, а их концентрация увеличивается вблизи солнечного экватора.


 

Принят 01 июля 2015 г.   

50. А.Г. Тлатов1, A. Pevtsov2
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ПЛОЩАДИ ПЯТЕН В СОЛНЕЧНЫХ ГРУППАХ.
1Кисловодская Горная астрономическая станция ГАО РАН,
2National Solar Observatory, Sunspot, NM 88349, U.S.A.

В работе выполнен сравнительный анализ размеров пятен в солнечных группах. Для анализа мы использовали различные базы данных характеристик отдельных солнечных пятен и ядер (Кисловодск, SDO/HMI, Debrecen, MountWilson). Показано, что двухвершинный характер распределения площади солнечных пятен обусловлен присутствием различных типов пятен: наибольшего пятна и остальных пятен в группе. Максимум распределения площади наибольшего пятна в группе составляет Slar ~110-130 мдп. Для остальных пятен в группе распределение площади не имеет локального максимума, и число пятен монотонно уменьшается с ростом площади. Также рассмотрены характерные размеры ядер солнечных пятен. Для ядер пятен ведущей полярности максимум распределения приходится на Sumb~25 мдп. Для ядер с магнитной полярностью, соответствующей ведомой полярности, такой максимум отсутствует.

Присутствие ярко-выраженной компоненты соответствующей пятнам лидирующей полярности предполагает наличие фундаментального размера солнечного пятна, который определяется характеристиками солнечной атмосферы в области генерации пятен. Распределение пятен меньшего размера отражает процесс фрагментации магнитнах жгутов формирующих пятна.


 

Принят 01 июля 2015 г.   

51. М.И. Рябов, А.Л. Сухарев
ФИЗИЧЕСКИЕ И СТАТИСТИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЦИКЛОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
Одесская обсерватория «УРАН-4» Радиоастрономического института НАНУ

Проблема северо-южной асимметрии является одной из ключевых в понимании природы солнечного цикла. Получены многочисленные данные позволяющие утверждать существование «северного» и «южного» циклов солнечной активности обладающих собственными независимыми параметрами такими как : время начала, время роста, максимума, время спада , преобладающими периодами формирования каждого из циклов. Применение метода полосовой фильтрации позволяет различать у обоих циклов проявление «11-летней « составляющей , ее амплитуде и продолжительности. Выявлено различие в появлении, трансформации и времени существования периодов продолжительностью от 7 до 2 лет от цикла к циклу в каждом полушарии. По данным глобальных спектров мощности в каждом цикле реализуются фазы активности с различным спектром периодов продолжительностью менее 2 лет. Вместе с тем, в определенные периоды, за счет существования комплексов активности как единых структур наблюдается совместное проявление активности в обоих полушариях Солнца . Также определенным образом синхронизировано время начала и завершения активности в каждом из полушарий Солнца. В большинстве работ по представлению солнечного цикла рассматриваются статистические свойства изменения основных индексов на основе суммарных данных от всего солнечного диска, что создает искаженное представление о реальных физических процессах. В работе представлены физические характеристики 12-24 «северного» и «южного» циклов активности , которые могут быть основой для прогнозирования развития солнечной активности.


 

Принят 01 июля 2015 г.   

52. Е.П. Миненко1, И. Саттаров2, Ч.Т. Шерданов1
МЕЛКОМАСШТАБНЫЕ МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ НА ПРОТЯЖЕНИЕ 23-24 ЦИКЛОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
1Астрономический институт АН РУз, г. Ташкент, 100052, Узбекистан, mkatya@astrin.uz,
2Ташкентский государственный педагогический университет, Ташкент, 100100, Узбекистан

В работе проанализированы магнитные биполя (МБ) с небольшим уровнем магнитного потока (1 и 5 Гаусс) связанные с корональными яркими точками (КЯТ) в короне. В большинстве случаев яркую вспышку КЯТ в короне дает аннигиляция потоков мелкомасштабного МБ в нижележащих слоях солнечной атмосферы. Но, более подробные наблюдения показали, что возникновение её может развиваться двумя путями: как в случае аннигиляции полярностей МБ, так и при возникновении нового биполярного или униполярного мелкомасштабного магнитного поля. При этом возникновение новых мелкомасштабных магнитных структур происходит в хвостовой полярности, а аннигиляция потоков - в лидирующей полярности [1].

Найдено, что число фотосферных МБ со слабым уровнем магнитного потока (от 1 до 5 Гаусс) имеет высокое значение в минимуме и резко падает при максимуме. Число МБ (5 Гаусс и выше) при максимуме в несколько десятков раз превышает число в минимуме. В случае хромосферных МБ, наблюдается аналогичное изменение числа МБ со слабым уровнем магнитного потока (от 1 до 5 Гаусс), которое имеет высокое значение в минимуме и резко падает при максимуме солнечной активности. Примечательно, что число хромосферных МБ (5 Гаусс) остается практически неизменным в течение всего 24 цикла. Падение числа МБ с уровнем магнитного потока 1 Гаусс при максимуме солнечной активности показывает, что аналогичный спад числа КЯТ не может быть объяснено только эффектом видимости, но и имеет другой механизм, регулируемый локальными магнитными полями на Солнце.

Рассмотренные мелкомасштабные МБ связаны с КЯТ второго типа (Спокойного Солнца) [1-2]. Подобная зависимость прослеживается только для биполей с уровнем магнитного потока менее 5 Гаусс, что может свидетельствовать о наличие биполей двух типов, с различным направлением нового полоидального поля в течение одного цикла активности. Это может приводить к нелинейным эффектам в развитии солнечной цикличности. Предварительное исследование показало, что в целом число фотосферных биполей небольшого размера и напряженности остаётся постоянным с 23 и до средины 24 солнечных циклов. Данное наблюдение согласуется с результатами, полученными в более ранних исследованиях проведенных Саттаровым и др. (2002) [3]. Отмечено резкое падение числа МБ с возрастанием уровня магнитного потока, как в фотосфере, так и в хромосфере.

Авторы признательны коллективу сотрудников SOLIS/VSM за предоставленные данные. Работа поддержана грантами Ф.6-14 и От-Ф4-007.

Литература

1. Minenko E.P., Karachik N.V., Sattarov I., Pevtsov A.A. // Astronomy Letters, 2014. Vol. 40. P. 510-518.

2. Шерданов Ч., Миненко Е.П., Саттаров И. // Доклады АН РУз, 2013. № 2, С. 30-33.

3. Sattarov I., Pevtsov A.A., Hojaev A.S., and Sherdonov C.T.// Astrophys. J., 2002. Vol. 564. P. 1042.


 

Принят 03 июля 2015 г.   

53. В.А. Батурин, С.В. Аюков, А.Б. Горшков, А.В. Орешина
РЕЗУЛЬТАТЫ СЕЙСМО-АКУСТИЧЕСКОГО АНАЛИЗА СТРОЕНИЯ СОЛНЦА И ПРОБЛЕМЫ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА И ЭВОЛЮЦИИ.

Мы рассматриваем важнейшие достижения гелиосейсмологии, полученные за четверть века, и касающиеся строения и параметров конвективной зоны Солнца, а также области лучистого переноса под ней. Полученные в последние годы высокоточные калибровки параметров плазмы позволили полностью определить «сейсмическую» структуру (адиабатической) конвективной оболочки. В сочетании с базовыми моделями физики плазмы (непрозрачности и уравнение состояния) и теории строения звезд, эти результаты калибровки дают возможность для получения содержаний гелия и тяжелых элементов. Мы обсуждаем проблему возможного низкого содержания тяжелых элементов и возможные пути ее решения.


 

Принят 03 июля 2015 г.   

54. В.М. Губченко
КИНЕТИЧЕСКОЕ ОПИСАНИЕ РАСШИРЯЮЩИХСЯ ГОРЯЧИХ ПЛАЗМЕННЫХ КОРОН НАД МАГНИТОАКТИВНЫМИ ОБЛАСТЯМИ.
Институт прикладной физики РАН, Нижний Новгород, Россия

Короны это универсальные крупномасштабные объекты плазменной астрофизики и лазерной плазмы, возникающие в физике высоких плотностей энергии (см. http://www.vniitf.ru/images/zst/2012/s3/3-13.pdf). Короны образованы квазистационарными и нестационарными высокоскоростными разлетами плазмы, которые медленные относительно тепловых скоростей электронов, но и быстрые, достигая сверхзвуковых скоростей, подобны течениям в сопле Лаваля. Разлеты сопровождаются электромагнитными (э.м.) явлениями в виде корональных выбросов массы (КВМ). Короны являются диссипативными объектами электромагнитной природы, 3D структурированы ближними, возбуждаемыми индукционно магнитными полями в результате процессов стационарного и нестационарного магнитного пересоединения над магнитоактивными областями. В результате, в широком диапазоне масштабов в короне наблюдаются вытянутые магнитосфероподобные структуры-лучи в виде отдельных невзаимодействующих стримеров, окруженные высокоскоростным потоком. Либо наблюдается пояс взаимодействующих стримеров, сопряженный с гелиосферным токовым диском и низкоскоростным потоком в нём.

Как правило, описание корон развивается в рамках 2D МГД приближения, предполагающего локальность материальных связей, присущих режимам рассмотрения относительно холодной плазмы при малой частоте столкновений. Здесь обычно отсутствует дисперсия, а масштабирование э.м. структур короны появляется на предельно малых «холодных» э.м. ионных инерционных МГД масштабах.

Мы обращаем здесь внимание, что короны существуют во взаимосвязанных условиях сильной разреженности и высокой температуры, что требует развитие кинетического описания на основе уравнений Власова и Максвелла. В таком описании плазма короны представляется медленным относительно тепловых скоростей потоком горячей бесстолкновительной плазмы, где электромагнитные материальные связи перестают быть локальными. Поток характеризуется функцией распределения частиц по скоростям (ФРЧ). В кинетическом описании особенности короны обусловлены возможностью изучения возбуждения в данной точке диамагнитной и резистивной компонент плотности индукционного тока. В кинетическом описании размеры структур выражаются через большие (по отношению к масштабам МГД) особые э.м. масштабы пространственной дисперсии кинетической природы, которые характеризуют нелокальность материальных связей в короне и которые отсутствуют в МГД описании.

Масштабы определяются формой ФРЧ поступательно движущейся плазмы при изучении свойств потока в условиях возбуждения э.м. полей внутри «черенковской линии резонансного поглощения». К индуцированным движением масштабам относится диамагнитный масштаб и масштаб аномального скин-слоя. Поток кулоновски невзаимодействующих частиц с заданной формой ФРЧ может э.м. проявить себя как движущаяся металлоподобная среда с некоторой эффективной проводимостью или как диэлектрическая среда с магнитной проницаемостью. Эти свойства определяется величиной безразмерного параметра электромагнитной добротности потока G. Э.м. параметр G вычисляется с учетом формы ФРЧ и не связан с определением числа Маха М потока, описывающего его сжимаемость.

Представлены три задачи, соответствующие предельным значениям величин добротности потока G : 3D структура отдельного стримера и его топологическая перестройка; 2D структура пояса взаимодействующих корональных стримеров в гелиосферном диске; импульсная электродинамика 1D слоя токонесущей плазмы, самосогласованная с токами ускоряемых частиц.

Работа поддержана частично РФФИ и Правительством Нижегородской области - проект No 15-42-02567 р_поволжье_а, РФФИ - проект No 14-02-00133, Программой No 9 Президиума РАН, Ведущей научной школой (проект НШ No 1041.2014.2) и Министерством образования и науки РФ (контракт No 14.Z50.31.0007).


 

Принят 06 июля 2015 г.   

55. В.В. Васильева1, А.Г. Тлатов1, К.М. Кузанян2
УГОЛ НАКЛОНА СОЛНЕЧНЫХ ВОЛОКОН В ПЕРИОД 1919-2014.
1Кисловодская Горная астрономическая станция ГАО РАН,
2ИЗМИРАН

Проведен анализ распределения солнечных волокон по данным обсерватории Meudon в период 1919-2003 годов и Кисловодской Горной астрономической станции 1979-2014 гг. Для этого были отсканированы и оцифрованы синоптические карты солнечной, наблюдаемой в линии Н-альфа, на которых были выделены и оцифрованы волокна. Данные о каждом волокне содержат информацию о расположении, длине, площади, положения и другие геометрические характеристики. Построены зависимости распределения числа и общей длины волокон от времени, а также широтные дрейфы. Выполнен анализ зависимости углов наклона волокон к экватору τ. В среднем восточный концы волокон находятся ближе к полюсам, чем западные τ~10o. Вместе с тем, волокна полярных областей (θ>50o) как правило, имеют отрицательный угол наклона (τ<0). Угол наклона волокон зависит от фазы 11-летнего цикла активности и имеет максимум в эпоху максимума активности. В вековом цикле активности средний угол наклона в среднеширотной зоне волокон θ ± 40o имел максимум в середине 20-го века в циклах активности N 18-19.


 

Принят 10 июля 2015 г.   

56. О.А. Андреева
ИССЛЕДОВАНИЕ КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ СОЛНЦА.
НИИ « ФГБУН КРАО РАН» 298409, Научный, Р.Крым, Россия

Происхождение и эволюция крупномасштабных магнитных полей (КМП) является одной из ключевых проблем физики Солнца. Как показывают детальные исследования, суммарный вклад слабых магнитных полей в общее магнитное поле Солнца превышает 90%. Изучение КМП важно не только для понимания их природы, причинно-следственных связей между солнечной активностью и свойствами магнитных полей. Оно имеет также важный прикладной аспект, поскольку КМП во многом определяют состояние межпланетной среды, и, тем самым, играют важную роль в контексте солнечно-земных связей. В работе дается историческая справка об исследованиях, проведенных в этом направлении. Акцент сделан на работах крымских ученых, поскольку исследование слабых магнитных полей на Солнце - одно из направлений изучения солнечного магнетизма в Крымской астрофизической обсерватории на протяжении нескольких последних десятилетий.


 

Принят 13 июля 2015 г.   

57. А.Б. Горшков, В.А. Батурин, А.В. Орешина
ГЕЛИОСЕЙСМИЧЕСКИЕ ОГРАНИЧЕНИЯ НА ОБЛАСТЬ ПОД КОНВЕКТИВНОЙ ЗОНОЙ И ПРОБЛЕМА СОДЕРЖАНИЯ ЛИТИЯ.
ГАИШ МГУ, Москва, Россия

Эволюционные модели Солнца демонстрируют отклонение расчетной скорости звука от результата гелиосейсмической инверсии в зоне толщиной около 0.1 радиуса Солнца под конвективной зоной. В работе показано, что введение слабого (близкого по величине к диффузионному) перемешивания в этой зоне снижает градиент содержания водорода и приближает расчетную скорость звука к гелиосейсмической. Заметное расхождение с данными инверсии остается лишь в зоне толщиной около 0.03 радиуса Солнца непосредственно под конвективной зоной.

Более глубокое перемешивание ведет к снижению содержания лития в конвективной зоне Солнца. Показано, что скорость этого снижения, тем не менее, недостаточна для того, чтобы объяснить наблюдаемое обилие лития его выгоранием во время эволюции Солнца на Главной последовательности.


 

Принят 20 июля 2015 г.   

58. И.Г. Костюченко1, Е.Е. Беневоленская2,3
ГЛОБАЛЬНАЯ СТРУКТУРА МАГНИТНЫХ ПОТОКОВ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН В МИНИМУМАХ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ.
1Научно-исследовательский физико-химический институт им. Л.Я. Карпова, Москва irkost@itep.ru,
2Главная (Пулковская) Астрономическая Обсерватория РАН, Санкт-Петербург,
3Санкт-Петербургский Государственный Университет, Санкт-Петербург

Распределение пятен на солнечной поверхности во время минимумов солнечной активности (СА) и их эволюция обеспечивают нас важной информацией о структуре глобального поля Солнца. Важность исследования фазы минимума состоит в том, что в этот период полоидальная компонента глобального поля Солнца более выражена, а количество активных магнитных образований, связанных с тороидальной компонентой, невелико, и их взаимное расположение и эволюцию можно проследить детально.

Для анализа нами были использованы магнитографические синоптические карты обсерватории Вилкокса (WSO, http:// wsostanford.edu) за последние 3 минимума СА и данные о суммарных по солнечному диску площадях пятен начиная с 11-го цикла, представленные обсерваторией Гринвич и научным центра Маршала (http://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch.shtml). Анализ синоптических карт показал, что во всех трех минимумах СА появление магнитных потоков как «старого», так и «нового» циклов в обоих полушариях происходит не на произвольных солнечных долготах, а преимущественно в выделенной полосе кэррингтоновских долгот, причем пятна имеют тенденцию к неоднократно повторяющемуся появлению в одной и той же долгоживущей флоккуле. Такую выраженную долготную асимметрию мы объяснили существованием долгоживущего подфотосферного источника всплывающих магнитных потоков, которое указывает на формирование на фазе минимума СА, наряду с дипольной, неосесимметричной компоненты общего магнитного поля Солнца механизмом солнечного динамо.

Мы проанализировали особенности долготного распределения площадей солнечных пятен в минимумах солнечной активности начиная с 11-го цикла. Оказалось, что во всех рассмотренных случаях в фазе глубокого минимума солнечные пятна всплывали в одной или двух соседних по долготе полосах, кэррингтоновская долгота которых плавно смещалась с восток на запад. Пятна на высоких широтах, ассоциируемые с «новым» циклом всплывали в тех же полосах долгот. Обнаруженная структура магнитных потоков пятен подтверждает сделанный на основании синоптических карт вывод об их связи с локальным подфотосферным источником (одним или несколькими, расположенными на близких долготах), вращающимся с синодической скоростью вращения солнечной поверхности на экваторе. Прослежена динамика формирования такой структуры МП на фазе спада СА и перехода в минимум. Проведена оценка долготной асимметрии магнитных потоков пятен. В рамках гипотезы о том, что источники долгоживущих магнитных структур на солнечной поверхности могут быть связаны с формированием неустойчивостей, развивающихся в тахоклине (тороидальном поле), делаются предположения о возможных свойствах таких неустойчивостей.

Все полученные результаты указывают на то, что генерация механизмом солнечного динамо (наряду с дипольной) неосесимметричной компоненты общего магнитного поля Солнца является характерной чертой фазы минимума СА.

Мы проанализировали связь между обнаруженной долготной асимметрией магнитных потоков и вариациями полного и спектрального излучения Солнца на частоте солнечного вращения. Удобным инструментом поиска такой взаимосвязи является анализ вейвлет- когерентности, которая позволяет выявлять в частотно-временном пространстве структуры, указывающие на полное подобие в поведении двух переменных, определяя при этом взаимоположение фаз вариаций. Были использованы данные измерений полного потока солнечного излучения (TSI) и излучения в ультрафиолетовой области (115-180 нм), выполненные инструментом SORCE (http://lasp.colorado.edu/sorce/), NOAA Mg II core-to-wing индекс (ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SOLAR_UV/NOAAMgII.dat), TSI - composite data и composite Solar Lyman-alpha data (http://lasp.colorado.edu). Оказалось, что, несмотря на низкие значения магнитных потоков в зоне пятнообразования в эпоху минимумов, они оказывают существенное влияние на процессы в солнечной хромосфере и короне и, как результат, приводят к вариациям полного и ультрафиолетового излучения Солнца.


 


   

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


Лаборатория Физики Солнца, ФГБУН КРАО РАН, 298409, пгт. Научный, Республика Крым, Россия
факс:  (06554) 71004

Заведующая Лабораторией Физики Солнца - д.ф.-м.н. Степанян Наталья Николаевна
тел.:  (06554) 71107


mvm@craocrimea.ru