Сессия
"СОЛНЦЕ"
*******************************************************************************
В.И.Абраменко Турбулентное состояние фотосферных
магнитных полей на Солнце: скейлинг
структурных функций
В рамках уточненной теории турбулентности Колмогорова исследованы
структурные функции B_z-составляющей фотосферного магнитного поля восьми
активных областей (АО) по измерениям SOHO/MDI и Huairou Solar Observing
Station, China. В скейлинге структурных функций нет универсальности:
зависимость показателей zeta(q) структурных функций от номера момента q для
каждой АО индивидуальная. Индивидуальность обусловлена свойствами поля
диссипации флуктуаций магнитной энергии varepsilon^{(B)}(vec x): при слабой
перемежаемости поля varepsilon^{(B)}(vec x) поле B_z ведет себя как
пассивная примесь в турбулентном потоке, и скейлинговые параметры
диссипации энергии обусловлены в основном диссипацией флуктуаций
кинетической энергии (АО со слабой вспышечной активностью). При сильной
перемежаемости поля varepsilon^{(B)}(vec x) структурные функции поля B_z
ведут себя как поперечные структурные функции локально-изотропного
турбулентного поля, параметры диссипации энергии определяются скейлингом
поля диссипации флуктуаций магнитной энергии (АО с высокой вспышечной
активностью). Показатель энергетического спектра флуктуаций диссипации
энергии тесно связан с уровнем вспышечной продуктивности АО: чем выше
вспышечная активность группы, тем более пологий спектр диссипации энергии
она имеет. Скейлинговые показатели структурных функций B_z-составляющей
фотосферного магнитного поля дают возможность тестировать и, следовательно,
прогнозировать уровень вспышечной активности группы.
*******************************************************************************
Ш.Б.Ахмедов, Наблюдения 3-х минутных колебаний
А.А.Зборовский, солнечных активных областей на
А.Н.Коржавин, волнах 3.5 и 13 см на радиоастрономической
И.А.Рахимов, обсерватории Светлое
С.Г.Смоленцев,
А.М.Финкельштейн
*******************************************************************************
О.Г.Бадалян Поляризация солнечной короны в
линии Fe IV (длина волны 530.3 нм)
Анализируется вопрос о поляризации в эмиссионных линиях солнечной короны.
Успешные поляризационные наблюдения полного солнечного затмения 11 июля
1991, проведенные Ю.Сикорой (Словацкая республика), позволили выявить ряд
новых, ранее не известных закономерностей в поведении поляризации в зеленой
линии. Сопоставление характеристик поляризации (интенсивность линии,
степень и направление поляризации) между собой, а также с напряженностью
коронального магнитного поля и его компонентами, рассчитанными
в потенциальном приближении по фотосферным наблюдениям, показало, что
поляризация в зеленой линии чувствительна как к структуре излучающих
областей и физическим условиям в них, так и к конфигурации магнитного поля.
При определении направления поляризации было обнаружено серьезное
противоречие между наблюдениями и принятыми теоретическими представлениями:
предсказываемое теорией радиальное направление вектора поляризации
в зеленой линии (электрического вектора в волне) не согласуется
с экспериментальными результатами. Анализ наблюдательных данных других
авторов показал, что все они не могут считаться надежным подтверждением
выводов теории. Полученные выводы настоятельно требуют дальнейшей
наблюдательной проверки и/или эвристического теоретического подхода.
*******************************************************************************
А.В.Баранов, Электрические токи и электромагнитные
Г.И.Корниенко силы во вспышечно-активной группе
солнечных пятен
Во вспышечно-активной области AR 5395 марта 1995 г. изучались локализация
узлов вспышки (УВ), бомб Эллермана (БЭ), мелкомасштабных высокоскоростных
потоков (ВСП) на картах магнитного поля H, плотности электрических токов
j и электромагнитных сил F, найденных следующим методом.
Из уравнения div H = 0 находим величину dH_z/dz, затем распределение H_z на
уровне атмосферы, где магнитное поле потенциально. Иcпользуя решение задачи
Дирехле находим выбранном уровне вектор H и, далее, j и F.
БЭ и ВСП локализованы в областях H=300-900 Э. УВ, БЭ и ВСП находятся
у линии dH_z/dz=0, избегая области больших F_z. Для УВ и ВСП есть
концентрация к линии F_z=0. БЭ и ВСП локализованы в местах больших |j|
вблизи линий j_z=0. Вытянутость структур на карте j_z указывает на то, что
электрические токи сосредоточены в петлях.
*******************************************************************************
И.А.Биленко Анализ параметров низкоскоростных и
высокоскоростных потоков солнечного
ветра и их связь с процессами в
атмосфере Солнца
На основе ежедневных данных спутников "Wind", "SOHO", обсерватории
Китт Пик проведен анализ изменения параметров солнечного ветра на орбите
Земли и их связь с процессами в атмосфере Солнца за период 1996-2000 гг.
Отдельно рассматриваются распределения низкоскоростных и высокоскоростных
потоков солнечного ветра, различие их поведения на фазе роста солнечной
активности и связи с различными проявлениями солнечной активности ---
изменением структуры магнитных полей, активными областями, вспышками,
корональными дырами. Выделены периоды различного поведения параметров
солнечного ветра, соответствующие отдельным этапам фаз минимума, роста и
максимума солнечной активности. Анализируется их связь с пространственными
изменениями различных проявлений солнечной активности на диске Солнца
за рассматриваемый период.
*******************************************************************************
И.А.Биленко, О радиополосах уярчения температурной
В.А.Ковалев переходной области холодных волокон
на Солнце
Исследовано пространственное распределение интенсивности радиоизлучения
холодного волокна в рамках обобщенной модели Кипенхана-Шлютера. На основе
численного расчета радиояркости с использованием модели температурного
переходного слоя Анзера и Хайнзела (1999) показано, что рядом с волокном
в депрессии относительно фона в сантиметровом диапазоне волн должны
наблюдаться две симметричные радиополосы в уярчении. Параметры радиополос
зависят от наличия разреженной полости вблизи волокна. Такие расчеты
позволяют объяснить ряд имеющихся наблюдений. Отсутствие уярчения
свидетельствует о реализации другого типа модели волокна - с узким
(ненаблюдаемым) температурным слоем поперек магнитного поля, в частности,
модели Куперуса-Рааду (1974).
*******************************************************************************
В.М.Богод Диагностика предвспышечной, вспышечной
и поствспышечной плазмы в активных
областях по наблюдениям в широком
диапазоне радиоволн
*******************************************************************************
В.Н.Боровик, Радиохарактеристики вспышечно-активных
В.Г.Медарь, областей на Солнце, связанных с выбросом
С.Тохчукова корональной массы
Радионаблюдения Солнца проводились в период с 15 ноября по 5 декабря
2000 г. в рамках международной программы "МЕОС" по исследованию
вспышечно-активных областей. Ежедневно три раза в сутки в 8, 9 и 10 час.
UT при прохождении Солнца через неподвижную диаграмму антенны
регистрировались интенсивность и поляризованная по кругу составляющая
радиоизлучения Солнца одновременно на 35 волнах в диапазоне 1.7--30 см.
Характерным проявлением предвспышечной ситуации в микроволновом излучении
активной области явилась регистрация биполярной структуры в поляризованном
радиоизлучении, отражающей возникновение и развитие нового магнитного
потока в окрестности головного пятна перед вспышкой (дельта-конфигурация
в магнитной структуре группы), и заметное падение интенсивности излучения
источника над головным пятном на коротких см-волнах за 10 мин до начала
вспышки (на волне 3.2 см поток уменьшился в два раза). Обращается внимание
на появление в окрестности вспышки, сопровождавшейся выбросом корональной
массы, стабильного интенсивного источника микроволнового излучения
с размерами 70--80 угл. сек в диапазоне 1.7--10 см, не отождествленного
с пятнами. Сопоставляются данные радионаблюдений на РАТАН-600
и радиогелиографе в Нобеяма с данными в УФ - и рентгеновском диапазонах
(SOHO и Yohkoh).
*******************************************************************************
Г.Я.Васильева, Солнечная активность как проявление
Л.И.Румянцева, самоорганизации Солнечной системы в
Ю.В.Черных Галактике: динамический аспект
Солнечная система, в которой хорошо исследованы все три ее подсистемы ---
Солнце, планетная система, межпланетная среда, а также ориентация
и движение в Галактике --- сегодня с большим основанием соответствует роли
"действующей модели Вселенной", чем человек, которого так определил
академик В.И.Вернадский в начале XX в. Приводятся результаты исследования
глобальных динамических параметров Солнечной системы как целого: R_{ЦМСС} --
расстояния центра Солнца до центра масс Солнечной системы; L_x, L_y, L_z --
моменты количества вращения Солнца вокруг ЦМСС в 22-летнем, 180-летнем
циклах, на более низких частотах в связи с проблемой вековых солнечных
минимумов; производные моментов. Увеличение или уменьшение скорости
вращения Солнца вокруг своей оси, соответственно в нечетных и четных циклах
Цюрихского ряда (с 14 по 20), при взаимодействии его с планетной системой
связывается с формированием в режиме 22-летних радиальных пульсаций
глобального тороидального поля пятен. Это поле проявляется в форме
спиральной структуры солнечной магнитосферы (внутри орбиты Марса), меняющей
направление своей закрученности с переполюсовкой общего магнитного
(дипольного) поля Солнца, подобной структуре спиральных ветвей Галактики.
*******************************************************************************
Ю.В.Вандакуров, Крутильные волны и солнечный цикл
Е.М.Склярова
Рассматривается бездиссипативный механизм генерации зависящего от долготы
тороидального магнитного поля типа изучавшегося ранее Тверским
и Гайлитисом. Существенными элементами являются дифференциальное вращение
среды и осесимметричная циркуляция вещества. Мы приводим доводы в пользу
присутствия сильного приблизительно стационарного осесимметричного
азимутального магнитного поля вблизи границ солнечной конвективной зоны.
В частности, в случае верхней границы наиболее вероятной представляется
структура с достаточно быстрым убыванием с высотой угловой скорости
вращения среды. В таких условиях могут возбуждаться также крутильные волны
типа наблюдаемых на Cолнце. Кроме того, присутствует циклически
изменяющееся слабое осесимметричное дипольное магнитное поле. Фаза
изменения последнего соответствует началу цикла, что находится в согласии
с данными Макарова и Тлатова.
*******************************************************************************
И.С.Веселовский Солнечный ветер и гелиосфера
В обзоре отражено современное состояние экспериментальных и теоретических
исследований структуры и динамики гелиосферы и солнечного ветра. Основные
наблюдательные достижения последних лет связаны с выяснением долговременной
переменности основных параметров электромагнитных полей и плазмы в ходе
нескольких солнечных циклов и трехмерной структуры крупномасштабных
неоднородностей вне плоскости эклиптики, с проведением прямых измерений
во внешней гелиосфере и дистанционных наблюдений в области формирования
солнечного ветра. Прогресс в теории базировался на полученных новых данных и
был связан с использованием скейлинговых методов для анализа большого
разнообразия пространственно-временных масштабов, численных методов для
моделирования нестационарных трехмерных процессов и аналитических
способов описания на основе адекватных упрощающих предположений. Обсуждаются
дальнейшие перспективы и проекты, нацеленные на изучение нелокальной и
нелинейной самоорганизации плазменных и электродинамических процессов в
гелиосфере, в том числе в мало исследованных участках ближе к Солнцу и
на границых с межзвездной средой, в полярных участках и во время наибольшей
гелиосферной активности.
*******************************************************************************
В.В.Витязев Вейвлет-анализ солнечной активности
за 300 лет
С помощью вейвлет-преобразования произведен анализ среднегодовых чисел
Вольфа. Использованы данные наблюдений с 1700 по 1999 г. Вейвлеты позволяют
получить картину эволюции спектра мощности (скалограммы) во времени.
Основной 11-летний цикл представлен на скалограмме в виде синусоподобной
детали, амплитуда и период которой меняется во времени. Наиболее резкое
изменение периода происходило в 1800-1830 гг. Вейвлет-анализ различных
реализаций авторегрессионой модели второго порядка чисел Вольфа, показал,
что эта модель описывает солнечную активность с гораздо большим числом
случайных колебаний по сравнению с тем, что содержит реальный ряд.
*******************************************************************************
В.И.Власов, Наблюдения межпланетных ударных волн
В.С.Прокудина методом радиомерцаний и их отождествление
с солнечными пятнами
Изучаются свойства межпланетных ударных волн, наблюдаемых по радиомерцаниям.
Анализируется их связь с хромосферной и корональной активностью, в частности,
появлением вспышек, сопровождающих их СМЕ и всплесков метрового диапазона.
Для отождествленных событий оценены скорости распространения ударных волн и
их изменение с расстоянием от Солнца.
*******************************************************************************
А.И.Галеев, Фундаментальные параметры атмосфер
И.Ф.Бикмаев, фотометрических аналогов Солнца
Л.М.Машонкина,
Ф.А.Мусаев,
Г.А.Галазутдинов
Мы проанализировали параметры атмосфер (эффективные температуры, ускорения
силы тяжести, металличности и др.) в выборке из 13 звезд, являющихся
фотометрическими анаологами Солнца. Обнаружено, что некоторые из этих
звезд, по фотометрическим свойствам близкие к Солнцу, в действительности
не могут быть включены в группу его полных аналогов, то есть звезд,
характеристики которых в пределах ошибок совпадают с солнечными. Из
тринадцати звезд две сильно отклоняются по температуре, четыре -- по
светимости, три -- по металличности. Не-ЛТР анализ содержаний лития у этих
звезд показал, что они разбиваются на две равные группы с "нормальным"
и пониженным (солнечным) содержанием лития. Содержания других элементов у
отдельных звезд также демонстрируют значительные отличия от "стандартного"
химического состава Солнца.
*******************************************************************************
В.С.Галишев Дисперсионные соотношения в физике Солнца
Общая теория дисперсии применяется для вывода дисперсионных соотношений
в физике Солнца, подобных соотношениям Крамерса-Кронига. Подчеркивается,
что использование принципа причинности при выводе дисперсионных соотношений
совершенно недостаточно. Нужны более специальные предположения. Таковыми
являются: принцип суперпозиции, обеспечивающий линейность уравнений
и предположение о диссипативности солнечной атмосферы.
***************************************************************************
Г.Б.Гельфрейх, Глобальное развитие 23-го цикла солнечной ГАО РАН
В.И.Макаров, активности по данным радионаблюдений (постер)
А.Г.Тлатов (абстракт+)
Анализ развития текущего цикла солнечной активности является существенным
элементом как прогностических исследований, так и самой природы 11-летнего
цикла. Радиоастрономические наблюдения предоставляют уникальную возможность
исследования проявлений солнечной активности на всех гелиоширотах. Однако
такой мониторинг солнечной активности является эффективным лишь при наличии
инструментов с высоким двумерным пространственным разрешением и программой
ежедневных наблюдений Солнца. Наблюдения на радиогелиографе Нобеяма
на волне 1.76 см предоставляют уникальный банк данных для таких
исследований, охватывающий ежедневный восьмичасовой интервал, начиная
с лета 1992 года. Наш анализ включал исследования ежедневных радио карт
Солнца в канале интенсивности за период 1992--2001 гг. Количественно
исследовались следующие параметры проявлений солнечной активности:
1. Области повышенной яркости (проявление полярных факелов и активных
областей на более низких широтах).
2. Области пониженной яркости (в основном это волокна и протуберанцы).
3. Дифференциальное вращение Солнца.
Все эти параметры анализировались как функции широты и времени и показали
типичные изменения с фазой цикла, демонстрируя новый мощный метод
прогностического анализа.
***************************************************************************
Г.Б.Гельфрейх, Периодические колебания в плазменных ГАО РАН
Ю.А.Наговицын структурах солнечной атмосферы по (устный)
радионаблюдениям (абстракт+)
Анализ колебательных процессов в различных структурах солнечной атмосферы
является важным инструментом как в диагностике параметров плазмы, так
и динамических процессов, определяющих энергетику различных проявлений
солнечной активности. Радиоастрономические методы открыли новую страницу
в этой проблеме, благодаря тому, что они дают информацию о процессах
в хромосфере и короне, где использование оптических наблюдений, особенно
магнитных полей, имеет серьёзные ограничения. Однако наблюдения так
называемых квазипериодических колебаний, начатое уже в шестидесятых годах,
имели серьёзные ограничения, обусловленные недостаточным пространственным
разрешением. Введение в действие в 1992 году радиогелиографа Нобеяма
позволил провести анализ периодических колебаний ряда структур магнитосфер
активных областей Солнца с разрешением около 10 секунд дуги, достаточным
для отождествления объекта исследования. За несколько дней с восьмичасовым
интервалом наблюдениий в ряде источников радиоизлучения были обнаружены
колебания с периодами от нескольких мнут до двух часов, и в ряде случаев
их гармоники. Важнейшим достоинством наблюдений Нобеяма является
их регулярность. С восьмичасовым интервалом ежедневных данных на волне
1.76 см перекрыты уже девять лет, что позволяет задним числом выбирать
адекватный объект и период исследований.
*******************************************************************************
И.В.Гецелев, Анализ временного распределения
Т.А.Иванова, интегральных флюенсов протонов солнечных
С.А.Красоткин, космических лучей
В.П.Охлопков,
Е.А.Чучков
Для анализа использовался массив данных по потокам протонов солнечных
космических лучей (СКЛ) с энергией более 30 МэВ, измеренным в течение 19-23
циклов солнечной активности (СА), главным образом, с помощью космических
аппаратов (кроме 19 цикла).
Рассматривались полугодовые, годовые, двухлетние, трехлетние и пятилетние
флюенсы протонов. Для увеличения статистической информации и оценки
однородности данных при расчетах флюенсов использовали сдвиг на 18 дней.
Временное распределение полугодовых флюенсов протонов в течение 20-22
циклов аппроксимируется функцией с коэффициентом корреляции, равным 0,7.
Вычислены математические ожидания и среднеквадратичные отклонения констант
функции.
На основе статистического анализа установлено, что логарифмы полугодовых,
1, 2, 3 и 5-летних флюенсов протонов СКЛ с энергией более 30 МэВ
описываются нормальным распределением. Рассчитаны параметры распределений
для всех видов флюенсов.
*******************************************************************************
И.В.Гецелев, Энергетические спектры протонов
С.А.Красоткин, солнечных космических лучей
В.П.Охлопков,
Е.А.Чучков
Сведения об энергетических спектрах частиц солнечных космических лучей
(СКЛ) играют важную роль как для понимания физики процессов их генерации
и распространения в межпланетном пространстве, так и при решении прикладных
задач, связанных с оценкой радиационной опасности космических полетов
и анализа последствий солнечно-земных связей.
При изучении этой характеристики СКЛ основное внимание уделялось
энергетическим спектрам потоков частиц во время регистрации солнечного
протонного события (СПС) и флюенсов частиц, просуммированных за все время
СПС. Использовалась аппроксимация спектров степенной функцией или в виде
экспоненты от жесткости частиц. В любом случае показатели функций
варьировались в большом интервале значений (например, для степенной функции
от 1,5 до 5-6).
В настоящей работе рассмотрены энергетические спектры годовых флюенсов
протонов СКЛ за период с 1976 по 2000 гг. Приводятся значения годовых
флюенсов протонов с энергиями более 10, 30 и 60 МэВ и результаты
аппроксимации спектров степенной функцией. На протяжении 21, 22 и первой
половины 23 цикла показатель степени гамма изменялся в небольших
пределах (от -0.85 до -1.85).
*******************************************************************************
М.Ш.Гиголашвили, Об N-S ассиметрии дифференциального
Е.В.Хуцишвили, вращения Солнца, определенного как
Д.Р.Джапаридзе, по фотосферным пятнам, так и по
Т.М.Квернадзе водородным волокнам
Анализируются данные дифференциального вращения водородных волокон
и фотосферных пятен за длительные промежутки времени. Наблюдательный
материал получен в Абастуманской астрофизической обсерватории АН Грузии
по программе "Службы Солнца" в течение нескольких циклов солнечной
активности. Обнаружены временные изменения знака асимметрии
дифференциального вращения Солнца как для отдельных циклов солнечной
активности, так и для более мелкомасштабных промежутков времени:
в околомаксимальных и околоминимальных эпохах цикла. Выявлены 22-летние
вариации в изменении знака N--S асимметрии дифференциального вращения
Солнца. Приводится обсуждение полученных резльтатов и их сравнение
с результатами других авторов.
*******************************************************************************
Р.В.Горгуца, Особенности динамического радиоспектра
А.А.Гнездилов, события 14 июля 2000 г. в сравнении с
В.В.Гречнев, данными TRACE
А.К.Маркеев,
Р.В.Найтингейл,
Д.Е.Соболев,
В.В.Фомичев,
И.М.Черток
Проведено сопоставление данных радиоспектрографа ИЗМИРАН в диапазоне
25--270 МГц с наблюдениями обсерватории TRACE и другими данными для
эруптивного события, произошедшего в центре диска 14 июля 2000 г.,
10:20--11:00 UT. Обнаружена, в частности, резкая перестройка частотного
спектра шумовой бури (включая срыв радиоизлучения в диапазоне 70--100 МГц)
под действием крупного коронального выброса массы (КВМ). Радиовсплеск
II типа, наблюдавшийся на начальной и максимальной фазах вспышки, состоял
из ряда полос и возбуждался одной или несколькими ударными волнами,
распространявшимися со скоростями 1100--2300 км/с, сравнимыми со скоростью
КВМ. Резкое развитие наблюдавшейся на TRACE крупномасштабной постэруптивной
УФ аркады, по-видимому, явилось причиной существенного широкополосного
усиления радиоизлучения в максимуме события. На спектрах с увеличенным
временным разрешением обнаружена суперпозиция многочисленных элементов
с характерным масштабом несколько секунд, похожих на всплески III типа или
пульсации. Предполагается, что происхождение этих элементов связано
с фрагментированным характером энерговыделения при формировании отдельных
петель, составляющих постэруптивную УФ аркаду. В целом, имеет место
соответствие между разномасштабными свойствами метрового радиоизлучения
и такими явлениями, как КВМ и постэруптивная УФ аркада.
*******************************************************************************
В.В.Гречнев, Импульсные солнечные вспышки: модели и
Х.Накаджима, наблюдения
М.Р.Кунду
В последние годы доминируют два типа моделей солнечных вспышек:
"стандартная" модель вспышки в крупномасштабной открытой магнитной
конфигурации и модели, возлагающие ответственность за вспышки
на взаимодействие низколежащих замкнутых петель. Данные наблюдений
интерпретируются различными исследователями в пользу вспышечных моделей
обоих типов.
Ряд наблюдений на орбитальных рентгеновских телескопах Yohkoh был
интерпретирован С.Масудой, С.Цунетой и К.Шибатой в пользу "стандартной"
модели. С другой стороны, исследования вспышечных конфигураций в ряде
импульсных вспышек, выполненные Й.Ханаокой и М.Нишио с группой соавторов
по радиоастрономическим и рентгеновским данным, поддерживают вспышечную
модель в замкнутой конфигурации.
Нами исследован ряд импульсных вспышек на основе радиоастрономических и
рентгеновских данных. Хотя некоторые явления в мягком рентгене до и после
импульсной фазы кажутся совместимыми со "стандартной" моделью, однако
нетепловые и мощные тепловые процессы, наблюдаемые в микроволновом и
рентгеновском излучении в импульсной фазе, указывают на доминирующую роль
взаимодействия низколежащих замкнутых петель и локализацию мест ускорения
частиц в области их пересечения.
*******************************************************************************
С.А.Гриб Особенности нелинейных МГД взаимодействий
в короне Солнца и в потоке солнечного
ветра
В рамках нелинейной магнитогидродинамической (МГД) теории изучаются
взаимодействия сильных разрывов, приводящие к значительной величине
диссипации магнитного поля в короне Солнца и в потоке солнечного ветра.
Доказывается, что солнечная быстрая ударная волна вспышечного
и невспышечного характера может преломиться в корональную полость в виде
медленной ударной волны, и при этом энергия магнитного поля может частично
диссипировать. Указывается также на нелинейный переход значительной части
энергии магнитного поля в кинетическую и внутреннюю при взаимодействии
вращательного разрыва с границей плазменной неоднородности, представляемой
в виде контактного разрыва в солнечной переходной области. Изучается также
взаимодействие корональных быстрых ударных волн с разреженными магнитными
облаками в солнечном ветре. Указывается на возможность возникновения
вторичных диссипативных магнитогидродинамических (МГД) ударных волн при
наличии хромосферных вращательных разрывов, меняющих знак местного
магнитного поля. Дается оценка верхней границы величины диссипации энергии
за счет рассматриваемого нелинейного процесса - порядка 10^{31} эрг при
отсутствии солнечной вспышки. Рассматриваются аномальные случаи
катастрофической перестройки решения задачи о взаимодействии МГД
корональных разрывов при незначительном изменении угла столкновения
разрывов. Используются данные СОХО и наземные наблюдения, проведенные
вовремя затмений Солнца.
*******************************************************************************
В.М.Григорьев, Кроссовер-эффект в спектре Солнца как
М.Л.Демидов, звезды
В.С.Пещеров,
В.В.Жигалов
Приводятся результаты измерений V-параметра Стокса в линии FeI lambda
525,02 нм в спектре Солнца как звезды. Измерения выполнены
на стоксполяриметре телескопа оперативных прогнозов Саянской обсерватории.
Обнаружен кроссовер-эффект. Он наблюдается в моменты смены знака общего
магнитного поля Солнца (ОМП). Сравнительный анализ со структурой магнитного
поля на фотосфере и на поверхности источника солнечного ветра показывает,
что кроссовер-эффект возникает при прохождении секторной границы фонового
магнитного поля через центр диска Солнца и знак коррелирует со сменой знака
ОМП. Обсуждается важность таких наблюдений Солнца для моделирования
магнитных полей звезд.
*******************************************************************************
В.М.Губченко, К вопросу описания динамики горячей
Х.Бирнат, бесстолкновительной токонесущей плазмы
М.Гуссенс короны Солнца
Cолнечная корона характеризуются большими объемами медленно расширяющейся
бесстолкновительной горячей токонесущей плазмы. При этом происходит
возбуждение вихревых электрических токов и магнитных полей, что обычно
связывается с появлением областей магнитного пересоединения. Вихревые
электрические токи имееют здесь диамагнитную и резистивную компоненту.
Резистивная компонента обусловлена частицами, ускоряемыми вихревым
электрическим полем, что вносит диссипацию в плазму. Бездиссипативная
диамагнитная компонента подстраивается под конфигурацию магнитного поля.
Рассматриваемая токонесущая плазма характеризуется "магнитным числом
Дебая" и магнитным числом Рейнольдса. Упрощенное самосогласованное
кинетическое нелинейное описание ее динамики возможно для крупномасштабных
движений с большими магнитными числами Дебая, что отражает специфику
космической плазмы. В этом случае реализуется "квазибестоковая динамика
плазмы" со взаимной компенсацией диамагнитного и резистивного токов. На
основе квазибестокового приближения для ускорямых частиц с узкими
функциями распределения сформулированы уравнения квазимагнитогидродинамики,
аналитические решения которых рассмотрены в автомодельном приближении
и описывают динамику стримерных структур.
*******************************************************************************
Р.А.Гуляев, Обнаружение и исследование резонансного
П.В.Щеглов излучения атомов, освобождающихся при
сублимации твердого вещества вблизи Солнца
Во время полного солнечного затмения 26 февраля 1998 г. впервые обнаружено
излучение в линии K Ca II, связанное с сублимацией межпланетной пыли вблизи
Солнца. Наблюдения околосолнечного участка неба проводились при помощи
интерферометрической камеры с диаметром поля зрения 60 радиусов Солнца.
Эмиссия кальция сосредоточена в дискретных областях в интервале
гелиоцентрических расстояний от 5 до 20 солнечных радиусов. Свидетельством
принадлежности эмиссии к сублимирующей пыли служат большие доплеровские
смещения линии, согласующиеся с кеплеровскими скоростями орбитального
движения на соответствующих гелиоцентрических расстояниях. Результаты 1998
г. подтверждены последующими наблюдениями. Это дает нам основание говорить
об обнаружении новой составляющей излучения короны, наряду с известными
составляющими, обозначаемыми как K-, F-, E- и T-корона. Выполнена
фотометрическая обработка результатов наблюдений.
*******************************************************************************
Е.И.Дайбог Post-Flare Fluxes of Energetic Particles
Ю.И.Логачев in the Inner Heliosphere
*******************************************************************************
Д.Р.Джапаридзе, Некоторые особенности дифференциального
М.Ш.Гиголашвили, вращения водородных волокон
Е.В.Хуцишвили,
Т.М.Квернадзе
Приводятся результаты анализа дифференциального вращения Солнца,
определенного по водородным волокнам, наблюденным в Абастуманской
астрофизической обсерватории за длительный промежуток времени
(1965 -- 1993 гг.). Трассерами были использованы относительно устойчивые
водородные волокна, которые за время существования значительно не изменили
форму и их отдельные фрагменты уверенно отождествлялись в течение всего
времени наблюдения. Выявлены временные изменения некоторых характеристик
дифференциального вращения. Выделены временные колебания, имеющие
дискретный характер.
*******************************************************************************
Л.Н.Джимбеева Применение кластерного анализа в
Т.Б.Гольдварг астрофизических исследованиях
В последние 40 лет кластерный анализ (классификация множества объектов
по тем или иным признакам) поучил широкое распространение во всех областях
знаний, где рассматриваются объекты, характеризуемые большим числом
признаков, в кластерном анализе разработано много методов группировки,
которые реализовываются с помощью ЭВМ. В астрофизике для солнечных вспышек
и пятен можно также воспользоваться этими методами. Здесь разработанная
методика применяется для исследования гранул, межгранульных объектов
и супергрануляции, что позволит более полно изучать физические процессы
не Солнце.
*******************************************************************************
Л.Н.Джимбеева, Вычисление фрактальной размерности
М.Н.Сабрукова активных образований на Солнце
Представлены результаты расчетов фрактальной размерности некоторых активных
образований на Солнце, основанные на компьютерной обработке графических
файлов. Приводится методика подготовки файлов и зависимость результатов
от их качества, излагаются основные результаты исследований по сбору
качественной информации в информационной среде со свойствами
детерминированного хаоса.
*******************************************************************************
Л.Н.Джимбеева, К вопросу анализа временных рядов на
М.Н.Сабрукова примере чисел Вольфа
Рассматривается задача исследования периодичности чисел пятен солнечной
активности фрактальными методами. Периодом называется масштабная шкала
времени, при которой проявляется свойство подобия по количеству и качеству
пятен. Приводятся результаты численных экспериментов для различных шкал.
Алгоритм основывается на построении точечных множеств в фазовом
пространстве "прошлое - - настоящее". Результаты для шкалы в годах за 946
лет совпадают с известными периодами.
*******************************************************************************
М.И.Дивлекее Характер изменения интенсивности
излучения инфракрасного триплета кальция
во вспышках
Временная зависимость интенсивности излучения вспышки в линиях
инфракрасного триплета ионизованного кальция изучалась по спектрам четырех
вспышек. Спектры регистрировались с помощью ПЗС-линейки в самых ярких
участках вспышек. По этим спектрам построена зависимость интенсивности
излучения вспышки в центре линии Са II 8498 A от времени, которая
обнаруживает наличие вторичного максимума яркости. Этот максимум,
в основном, наступает позже главного максимума через 8-10 мин, но для одной
вспышки он предшествует основному максимуму примерно на 8 мин. Характер
главного максимума одинаков для всех вспышек, а именно, время роста
интенсивности составляет около 8 мин, что значительно короче времени спада
яркости. Продолжительность главного максимума на уровне интенсивности 0,5
составляет 5-8 мин.
*******************************************************************************
В.В.Зайцев Накопление и диссипация энергии в
корональных магнитных петлях
Рассматриваются два типа корональных магнитных петель. К первому типу
относятся петли, возникающие при заполнении первоначально потенциального
магнитного поля вокруг солнечных пятен более плотной, чем окружающая
корона, плазмой, например, в результате развития желобковой неустойчивости
в хромосферной части пятна. Чтобы скомпенсировать избыток газового
давления, внутри таких петель возникают диамагнитные токи, которые
эффективно затухают за счет ионно-атомных столкновений (проводимости
Каулинга) и являются эффективным источником нагрева плазмы в короне.
Необходимое количество нейтралов для диссипации токов дает гелий, который
благодаря высокому потенциалу ионизации и отсутствию запрета
на диэлектронную рекомбинацию обеспечивает относительное содержание
нейтральных атомов гелия порядка 10^{-5} при температурах 1--1.5 МК и при
относительном содержании гелия в короне порядка 0.1. Многочисленные
примеры таких петель исследованы с помощью SOHO и TRACE . Ко второму типу
относятся петли, возникающие в результате "сгребания" фонового магнитного
поля фотосферной конвекцией в тонкие магнитные трубки. Такие петли могут
располагаться вдали от пятен и их основания обычно находятся в узлах
нескольких ячеек супергрануляции. Вдоль таких петель может течь мощный
электрический ток (до 10^{12} А), возникающий в результате взаимодействия
магнитного поля петли с фотосферной конвекцией (фотосферная Э.Д.С.). Такие
петли содержат большую свободную энергию в виде энергии электрического тока
и могут являться источником мощных вспышек. Особенности излучения таких
петель в рентгеновском диапазоне исследовались спутником Yohkoh.
Современные методы анализа микроволнового излучения (в частности, метод
Вигнера -- Виля) позволяют исследовать процесс нарастания электрического
тока в петлях и процесс его диссипации во время вспышек. В докладе
рассмотрена возможность возникновения вспышек и ускорения частиц в таких
корональных магнитных петлях.
*******************************************************************************
В.В.Зайцев, О механизме нагрева корональной плазмы
К.Шибасаки
Данные, полученные с помощью SOHO и TRACE, показывают, что интенсивный
нагрев короны часто происходит в корональных магнитных петлях,
расположенных вблизи пятен и выходящих из области полутени, причем источник
нагрева неоднороден по высоте и имеет максимальную мощность вблизи
оснований магнитных петель. Нагрев часто сопровождается инжекцией
в корональную часть петли плотной хромосферной плазмы. Важным результатом
является также вывод о том, что в петлях, имеющих температуру в диапазоне
1--1,5 МК, радиационные потери не могут быть скомпенсированы электронной
теплопроводностью, поэтому по всей длине петли должен действовать источник
нагрева, чтобы сбалансировать радиационные потери и обеспечить
квазистационарность петли по крайней мере в течение нескольких часов, о чем
свидетельствуют наблюдения. Плотность плазмы внутри петель обычно более чем
на порядок превышает плотность в окружающей короне. Мы полагаем, что
повышенная плотность плазмы внутри петель возникает при развитии балонной
моды желобковой неустойчивости в области полутени пятен, где магнитное поле
пятна с плазменным бета << 1 контактирует с плотной хромосферной
плазмой, где плазменное бета меньше или порядка единицы. При проникновении
хромосферной плазмы в потенциальное поле солнечного пятна возникают
диамагнитные токи, компенсирующие избыток газового давления. Эти токи
эффективно затухают за счет проводимости Каулинга, которая при наличии даже
небольшого количества нейтралов в плазме (менее одной тысячной процента
от полной концентрации плазмы) обеспечивает скорость нагрева, которая более
чем на три порядка превышает скорость обычного джоулева нагрева. Нагрев
происходит за счет незначительного "выгорания" магнитного поля, которое
становится слегка непотенциальным в области, заполненной дополнительной
плазмой, причем степень непотенциальности возрастает по мере нагрева
плазмы. Поэтому процесс нагрева на начальной стадии имеет взрывной
характер, затем скорость нагрева уменьшается за счет увеличения степени
ионизации плазмы. Важным фактором, обеспечивающим необходимую скорость
нагрева, является гелий. Для гелия, в отличии от водорода, существенную
роль играет диэлектронная рекомбинация, которая при высоких
температурах,превышающих 0.5~МК, более чем на два порядка превышает
электронно-ионную радиативную рекомбинацию. Поэтому гелий обеспечивает
достаточное количество нейтралов в корональной плазме и поддерживает
относительно высокую скорость нагрева плазмы за счет проводимости Каулинга
при высоких корональных температурах. При этом в интервале температур
0.1--1.5 МК скорость нагрева находится в баллансе с радиационными потерями,
а в области температур 3--10 МК --- в баллансе с потерями за счет
электронной теплопроводности. Рассмотренный механизм обеспечивает
необходимую скорость нагрева корональной плазмы при условии, что петли
являются достаточно тонкими (с толщиной порядка 300 км в вершине петли).
В противном случае возникающие диамагнитные токи недостаточны для нагрева.
Это может означать, что наблюдаемые TRACE петли с толщиной порядка
нескольких тысяч километров, по всей вероятности, состоят из множества
горячих "нитей" (более тонких горячих петель), что согласуется
с предположениями, сделанными в последнее время рядом других авторов.
*******************************************************************************
Е.Я.Злотник, Интерпретация зебра-структуры и
В.В.Зайцев, широкополосных пульсаций в солнечном
Г.Аурасс, радиовсплеске 25.10.1994 и диагностика
А.Классен, параметров послевспышечной активности
Г.Манн
Одно из самых интересных событий в солнечном радиоизлучении IV типа,
богатое различными видами тонкой структуры, было зарегистрировано
в Обсерватории солнечной радиоастрономии Тремсдорф (Потсдам, Германия)
25 октября 1994 г. Это событие рассматривается с точки зрения возможной
интерпретации зебра структуры и широкополосных квазипериодических
пульсаций, а также возможных способов диагностики корональной плазмы
и энергичных электронов: ответственных за происхождение указанной тонкой
структуры. Показано, что наиболее вероятная причина появления множества
(более 20) эквидистантных полос излучения на фоне континуума связано
в возникновением кинетической неустойчивости в областях двойного
плазменного резонанса в магнитной силовой трубке, содержащей захваченные
электроны (с последующей нелинейной трансформацией плазменных волн
в электромагнитное излучение). Широкополосные квазипериодические пульсации
радиоизлучения интерпретируются как проявление МГД-колебаний магнитной
ловушки. Одновременная регистрация обоих видов тонкой структуры
и предложенная интерпретация позволяют восстановить распределение
электронной концентрации и магнитного поля вдоль корональной петли, а также
оценить параметры энергичных частиц, генерирующих излучение с тонкой
структурой.
*******************************************************************************
В.В.Иванов, Поляризация фраунгоферовых линий: новая
С.И.Грачев, глава теории солнечного спектра
В.М.Лоскутов
Вблизи края солнечного диска его оптическое излучение слабо поляризовано,
причем в спектре поляризации наблюдается множество спектральных деталей.
Это дало основание говорить об открытии {второго спектра Солнца},
остающегося до сих пор во многом необъясненным. В докладе дается
представление о развитой авторами аналитической теории образования
поляризованных линий в рассеивающих атмосферах, обобщающей стандартную
скалярную теорию. Рассматривается как поляризация, возникающая при
многократном резонансном рассеянии, так и влияние слабых магнитных полей
на поляризационные характеристики линий из-за эффекта Ханле. Теория
доведена до числа. Обсуждается зависимость предельной поляризации на краю
диска от параметров атмосферы.
Работа поддержана грантом РФФИ 00-02-16870 и Федеральной программой
"Астрономия", тема 1.5.2.1.
*******************************************************************************
Г.С.Иванов-Холодный, Возможная модель источников энергии
Э.И.Могилевский, циклов солнечной активности с 11-летним
В.Е.Чертопруд и квазидвухлетним периодами
Исходя из анализа данных, полученных на спутниках, установлено, что полный
поток излучения Солнца не постоянен, а обладает связанными между собой
11--летней и квазидвухлетней цикличностями. С учетом этих новых данных
предлагается возможная модель источников энергии циклов солнечной
активности.
Благодаря развитию нелинейных процессов в плотной плазме в лучистой зоне
образуются цепочки нелинейных пульсирующих автосолитонов. Благодаря этому
к основанию конвективной зоны поступает не постоянный и изотропный,
а модулированный во времени и по пространству поток излучения и тепла.
В конвективной зоне за счет этого создаются условия, вызывающие образование
различных структур. Например, одна из наиболее важных глобальных структур
состоит из расположенных с обеих сторон от экватора макротороидов. Эти
макротороиды представляют собой скрученные жгуты плазмы с интенсивными
магнитными полями. Они определяют структуру и периодичность всплывающих
в конвективной зоне петлеобразных магнитных трубок с плазмой. Активные
области на поверхности Солнца образуются из этих трубок.
Предлагаемая модель призвана дать объяснение всему комплексу различных
характеристик солнечной активности. Среди них перечислим следующие:
существование долгоживущих активных долгот, несимметричность проявлений
солнечной активности в северной и южной полусферах, закон Хэйла изменения
магнитной полярности солнечных пятен, явление переполюсовки общего
магнитного поля Солнца, смещение зон пятнообразования к экватору в течение
солнечного цикла и др.
Представленная модель энергоисточников циклов солнечной активности
подтверждается данными гелиосейсмологии и результатами анализа рядов
данных о полном потоке излучения Солнца, а также результатами исследования
распределения солнечных пятен по долготе и по полушариям.
*******************************************************************************
Г.С.Иванов-Холодный, Изменчивость полного потока солнечного
Э.И.Могилевский, излучения как новый индекс
В.Е.Чертопруд цикличности солнечной активности
Рассматриваются два основных вопроса: о связи квазидвухлетних вариаций
(КДВ) в полном потоке солнечного излучения с КДВ в параметрах солнечной
активности и о зависимости КДВ от фазы солнечного цикла. На основе анализа
рядов измерений полного потока солнечного излучения (ПСИ), проведенного
на спутниках NIMBUS- 7, SSM, SOHO в течение последних 20 лет, выявлены КДВ
как самого ПСИ, так и его изменчивости sI. Получено, что КДВ в ПСИ
находятся в противофазе с индексами солнечной активности, тогда как КДВ
в изменчивости sI --- в фазе. Новый индекс sI отражает свойства наиболее
активных процессов солнечной активности. Между среднегодовыми скользящими
средними значениями sI и потоком радиоизлучения F_{10.7} обнаружена тесная
корреляция с коэффициентом r=0,96. В максимуме 22--го солнечного цикла
наблюдается двойной максимум индекса sI.
На основе анализа месячных значений площадей солнечных пятен S_N и S_S
в северном и южном полушариях Солнца по данным Гринвичского каталога
за 125 лет (1874--1999), установлено, что их КДВ изменяются по разному
в зависимости от фазы солнечного цикла. В начале каждого солнечного
цикла изменения амплитуды и фазы КДВ северного и южного полушарий
в значительной степени синхронизированы, т.е. происходят согласованно.
Однако, в течение развития солнечного цикла согласованность постепенно
разрушается, и к концу солнечного цикла почти полностью исчезает.
Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных
исследований (грант 01--02--16307).
*******************************************************************************
Б.А.Иошпа Структура поля скоростей в фотосфере
В.Н.Обридко вблизи H-альфа волокон
Анализируется структура поля скоростей в фотосфере под хромосферными
Ha волокнами. Ранее на основании наблюдений нескольких волокон, проведенных
при помощи магнитографа и тахометра, было показано, что эти волокна
располагались вблизи границы областей подъема и опускания вещества
в фотосфере. После 1995 года на башенном телескопе ИЗМИРАН была
осуществлена дополнительная модернизация, позволившая улучшить как
пространственное разрешение, так и чувствительность измерений. Результаты
наблюдений, проведенных в 1999 и 2000 годах, показали, что волокна,
действительно зачастую располагаясь вблизи границы областей подъема
и опускания вещества, лежат преимущественно над областью подъема
фотосферного вещества. Причем эта тенденция просматривается как для
устойчивых волокон активных областей, так и для спокойных волокон вдали
от активной области (хотя в первом случае она выражена более отчетливо).
Высказывается предположение, что подъем вещества фотосферы под волокном
может играть определенную роль в поддержании его устойчивости относительно
силы тяжести.
*******************************************************************************
В.Н.Ишков Развитие текущего 23 цикла солнечной
активности
Развитие текущего цикла солнечной активности показало недостаточность
нашего понимания глубинных физических законов развития солнечных циклов,
однако подтвердил возможность прогнозирования основных характеристик
текущего цикла солнечной активности по основным параметрам хода эволюции
первых двух лет. За это время окончательно формируется интервал высоты
текущего цикла, средний уровень его вспышечной активности и, по-видимому,
его длительность. Изучение солнечных явлений текущего цикла позволило нам
понять, что первая группа нового цикла может появиться непосредственно
в точке минимума прошедшего цикла, что количество корональных дыр вероятно
пропорционально количеству активных областей: чем меньше активных областей,
тем больше корональных дыр (в соответствующих количествах), что основные
свойства текущего цикла в целом соответствуют свойствам того семейства
солнечных циклов, в которое он попадает. Наступление точки максимума
в апреле 2000 года и завершение основной переполюсовки на широтах
плюс-минус 70 град. к январю 20001 года, позволило осуществиться самому
мощному периоду выхода энергии в конце марта -- апреле 2001 г.
Следить за развитием текущего 23 цикла в реальном времени можно на странице
Мирового Центра Данных (Москва) по адресу
http://www.wdcb.rssi.ru/WDCB/cyc23.html
*******************************************************************************
А.А.Калинин Пси-оператор в методе Монте-Карло для
решения задач переноса излучения
Для ускорения сходимости метода Монте-Карло решения задач переноса
излучения (одномерные шар, плоский слой, цилиндр) в формулировке (Bernes,
1979) применен метод приближенного Psi-оператора (Hummer, Rybicki, 1991).
Приводится пример расчета по данной методике спектра излучения солнечного
протуберанца, моделируемого бесконечным цилиндром, расположенным
перпендикулярно солнечной поверхности, в линиях водорода H_alpha, H_beta,
P_alpha.
*******************************************************************************
Т.И.Кальтман, 3-D моделирование радиоизлучения активных
А.Н.Коржавин областей на Солнце, как метод определения
магнитного поля и уровня нетепловых
процессов в солнечной короне
Трехмерное компьютерное моделирование радиоизлучения активных областей
в короне на Солнце является одним из методов диагностики физических
параметров области излучения. В данной работе моделирование включало в себя
расчет одномерных карт интенсивности излучения источника на разных волнах
при учете как тепловых, так и нетепловых механизмов излучения. Структура
магнитосферы источника задавалась трехмерной магнитной петлей, обрисованной
силовыми линиями магнитного поля, в дипольном приближении. Важным этапом
являлось сравнение расчетных одномерных карт с данными наблюдений
на РАТАН-600, полученными с высоким пространственным разрешением
и перекрытием широкого спектрального диапазона. Показаны некоторые
расхождения между результатами наблюдений и расчетами, указаны трудности
их устранения. В целом, такое исследование позволяет определить величину
магнитного поля, параметры тепловых и нетепловых популяций электронов
корональной солнечной плазмы и таким образом оценить уровень нетепловых
процессов.
*******************************************************************************
Э.В.Кандрашов Газовое, электронное и световое давление
в атмосфере Солнца
Световым давлением в физике Солнца принято пренебрегать, так как оно
значительно меньше газового, например, в фотосфере -- на тринадцать
порядков. Однако, световое давление, подобно газовому и электронному,
изотропно только в непрозрачных слоях Солнца. В атмосфере оно становится
анизотропным, и мерой анизотропии является фактор дилюции. Газовое
и электронное давление в известном приближении изотропны, световое
же давление может и должно приводить к перемещению вещества в солнечной
атмосфере, если какой-то объем вещества по отношению к окружению будет
иметь бoльший коэффициент поглощения света.
При этом отношение светового давления к газовому не играет роли.
Существенным является другое отношение, а именно -- к силе гравитации. Оно
различно для разных компонентов атмосферы: например, для нейтрального
водорода световое давление на три порядка меньше, а для отрицательного иона
водорода -- на три порядка больше силы гравитации. При достаточно большой
вязкости это приведет к перемещению вещества, при меньшей -- к переносу
электрического заряда. Первое имеет отношение к теории пятен
и протуберанцев, второе -- к теории вспышек.
*******************************************************************************
Э.В.Кандрашов, Аномальная активность солнечной короны
В.Г.Никифоров в 1991 году
Компенсационный метод измерения центральной интенсивности линии Не 10830
е с помощью ИКСС и новый метод калибровки цифровых карт Солнца, получаемых
в этой линии на Горизонтальном солнечном телескопе ГАО РАН в Пулкове,
позволили обнаружить аномально высокую корональную активность, имевшую
место в июле 1991 г. Явление состояло в том, что суммарная площадь, занятая
активными областями, возросла в данной линии настолько, что превысила
площадь спокойного солнца. По нашим измерениям суммарные площади активных
областей, спокойного солнца и корональных дыр 3 июля 1991 г. составили,
соответственно, 0.53, 0.40 и 0.07.
Согласно принятого механизма возбуждения данной линии, аномальная
активность, вероятно, вызвана повышением интенсивности коротковолнового
(λ<504 е) излучения, проникающего в хромосферу из областей короны,
расположенных над активными областями. Явление, повидимому, имеет отношение
к известной“ второй волне активности” солнечного 11-летнего
цикла, так как наблюдалось 2 года спустя после максимума среднегодовых
чисел Вольфа.
*******************************************************************************
В.Ф.Карташов Влияние активности Солнца на явления
криминального характера
*******************************************************************************
В.В.Касинский Пространственная анизотропия вспышечной активности,
структура векторных "диаграмм-бабочек" в 17-23 циклах
Солнца и природа механизма хромосферных вспышек
1. Векторные диаграммы "широта-время" вспышек (ВДВ) в циклах NN 17-20
выявляют сильную пространственную анизотропию положений вспышек (в основном
субвспышек, 95%) в системе координат пятен [1]. Среднее положение
субвспышек R(phi,t) есть новый индекс активности (R -индекс), выделяющий
некоторое преимущественное направление "взаимодействия" пятен на диаграмме.
Полученные результаты распространены на 21-23 циклы. Построен R-индекс
в максимуме 21, 23 циклов активности. Показана тонкая структура индекса
и его статистическая значимость.
2. В 23 цикле подтверждается явление глобальной анизотропии вспышек,
R(phi,t)<>0, ранее показанное для 17-20 циклов [1]. На протяжении 7-ми
солнечных циклов распределение вспышек в группах пятен как неоднородно
(зависит от широты), так и неизотропно: R-индекс показывает систематическое
смещение в направлении на центр (phi-t) -диаграммы. Анизотропия вспышек
по широте в системе групп-пятен, ставит вопрос об однородности
и изотропности пространства "королевской зоны" пятен. В случае внутреннего
источника энергии вспышек, как предполагают современные модели (магнитное
поле), пространственное распределение субвспышек при большом осреднении
не должно зависеть ни от положения группы, широты (phi),
на диаграмме-бабочке, ни от направления на центр диаграммы. Как показывают
векторные диаграммы за 7 циклов (1935-2000 гг.) это не соблюдается. Центр
диаграммы-бабочки является физически значимым для вспышечного процесса.
Мы предполагаем, что эпицентр диаграммы-бабочки генерирует некоторое
энергетическое возмущение, которое по достижении широтных зон, индуцирует
соответствующие вспышки (субвспышки). Это предположение лежит в основе
гипотезы глобального триггерного механизма вспышек автора [1].
3. Векторные диаграммы вспышек R(phi,t) кроме широтной анизотропии,
выявляют долготную анизотропию [1], которая носит характер долготной
аберрации вспышек. Вспышечное возмущение, идущее от центра (Phi_{o},t)
диаграммы будет достигать периферии диаграммы за конечное время Delta t. За
это время высокоширотные группы будут отставать, а низкоширотные ---
упреждать возмушение, что приведет к "восточно-западной" аберрации
субвспышек. Угол аберрации может быть рассчитан по формуле
tg(alpha) = (V(phi) - V_0)/C. В числителе стоит разность дифференциальных
скоростей вращения групп-пятен центра и периферии диаграммы, а
в знаменателе --- скорость агента, что позволяет оценить скорость
триггерного возмущения вспышек ~ 1-3 км/с [2]. Это соответствует скорости
низкочастотных гравитационных волн температурного минимума или длинных волн
типа солитонов, например, "цунами" [ 3 ].
Шпереровский эпицентр, следовательно, является постоянным источником таких
волновых триггерных возмущений, приводящих к субвспышкам по всему полю
диаграммы-бабочки. В соответствии с гипотезой глобального триггерного
механизма вспышек [1] наряду с внутренним источником энергии, модель
вспышек должна учитывать внешнее кинетическое возмущение по аналогии
с магнитосферными суббурями.
*******************************************************************************
Л.К.Кашапова Спектрополяриметрическое исследование
"водородных бомб" Эллермана
На основе большого числа спектрополяриметрических наблюдений "водородных
бомб" Эллермана в линии H_alpha выявляются объекты, механизм возникновения
которых с большой долей вероятности можно объяснить с помощью бомбардировки
хромосферы пучками энергичных частиц. Свойства отобранных кандидатов
сравниваются с последними результатами теоретических расчетов, сделанных
в рамках теории ударной поляризации. Используя полученные результаты,
проводится обсуждение наиболее вероятных механизмов возникновения этого
явления.
Эта работа была поддержана грантами РФФИ 00-02-16068-a и 01-02-06203,
грантом поддержки ведущих научных школ РФ 00-15-96659, а также ГНТП
"Астрономия".
*******************************************************************************
А.И.Кирюхина Отношение интенсивностей линий водорода
и гелия в спокойном протуберанце
Представлены результаты фотометрического исследования спектра яркого
протуберанца. Средняя величина кинетической температуры 6700 плюс-минус 500
K и турбулентной скорости 5 плюс-минус 2 км/с. Эти величины получены
из сравнения ширин линий водорода и металлов. При этом ширины линий
нейтрального гелия соответствуют тем же значениям кинетической температуры
и турбулентной скорости. Это указывает на то, что линии гелия возникают
в той же области протуберанца, где и линии водорода и металлов, после
ионизации атомов гелия УФ радиацией солнечной атмосферы. Эмиссионные линии
He_{xi} 3888 A и H_{8} 3889 A исследованы подробно. Отношение
интенсивностей He_{xi}/H_{8} меняется от 0.8 до 2.5 для различных
расстояний от лимба Солнца. Чем больше яркость линии H_{8}, тем меньше
их отношение.
*******************************************************************************
Н.В.Клочек, Квазидвухдневная периодичность в
М.В.Никонова, гелиогеофизических процессах как отклик
Р.Т.Сотникова на воздействие низкочастотной
гравитационной g-моды Солнца
При исследовании некоторых гелиогеофизических процессов разными авторами
в них были обнаружены характерные колебания с периодом около 2.2 сут,
природа которых до сих пор недостаточно ясна. В соответствии с одним
из предполагаемых механизмов возникновения этой периодичности считается,
что ее наличие в физическом процессе отражает факт гравитационно-волнового
воздействия на него низкочастотной гравитационной g-моды Солнца с периодом
около 2.2 сут. Авторами предлагаемой работы обнаружены квазидвухдневные
колебания приземного атмосферного давления. Отмечается, что колебания
давления, определенные по его полуденным и полуночным значениям,
противофазны. Это может говорить о гравитационном приливном характере
исследуемых колебаний и их солнечной обусловленности. Сравнительно недавно
рядом авторов для обнаружения солнечных низкочастотных гравитационных g-мод
было предложено использовать методы гравитационно-волновой астрономии, так
как существующие методы гелиосейсмологии не обладают достаточной
чувствительностью. В предлагаемой работе проведен спектральный анализ
опубликованных данных первого гравитационно-волнового эксперимента,
выполненного Вебером тридцать лет тому назад. В полученном спектре мощности
доминирует спектральный пик, соответствующий 2.2-дневной периодичности. Это
дает основание предположить, что причиной ее появления во многих процессах
действительно является гравитационно-волновое воздействие.
*******************************************************************************
Н.И.Кобанов, Квазистационарные течения и колебательные
Д.В.Макарчик процессы в полутени солнечного пятна
В представляемой работе приведены результаты 3-х летних измерений
осцилляций лучевой скорости в полутени и ее окрестностях, выполненные
одновременно на нескольких высотных уровнях солнечной атмосферы.
Дополнительно к найденному ранее Риммелем 12--15-минутному периоду
колебаний скорости Эвершедовского течения нами найден период около
35--40 минут. Эти колебания часто показывают согласованное
поведение в хромосфере и фотосфере. Причиной этого могут явиться как
собственные движения солнечного пятна в целом как системы,
простирающейся из фотосферы в хромосферу, так и непосредственно
флуктуации Эфершедовской скорости. Наши исследования также показали,
что колебательные характеристики свойственные полутени сохраняются на
дистанциях 1,5--2 радиуса пятна от внешней границы полутени,
наблюдаемой в белом свете. Возможно, это указывает на то, что под
фотосферой в этих областях физические условия сходны с полутенью.
*******************************************************************************
Э.В.Кононович, Структура циклов солнечной активности
М.Н.Храмова
Н.Н.Шефов
Современные методы анализа временных рядов применены для выделения
квазидвухлетних вариаций (КДВ) солнечной активности за период
1755 -- 2001 гг. Сформулированы новые принципы для интерпретации КДВ.
Показана перспективность примененных методов для изучения физической
природы 11-летнего цикла, а также циклов большей длительности.
*******************************************************************************
Ю.Г.Копылова, Радиальные колебания корональных петель
Ю.Т.Цап и спорадическое радиоизлучение Солнца
Наблюдаемые в радиодиапазоне квазипериодические секундные пульсации часто
связывают с колебаниями корональных петель. Наиболее эффективно модулируют
излучение и параметры плазмы именно радиальные колебания.
Трудностью такого подхода к интерпретации высокодобротных пульсаций
является то, что из--за излучения в окружающую среду быстрых
магнитнозвуковых (БМЗ) волн радиальные колебания петель принято считать
сильно затухающими (т.~н. акустический механизм затухания).
Вывод о низкой добротности колебаний, может быть связан с не всегда
оправданными условиями, накладываемыми на значение аргумента функций
Бесселя, входящих в выражение для декремента затухания. Поэтому для точного
анализа необходим численный счет.
На основе энергетического метода в линейном приближении получено выражение
для декремента акустического затухания, и проведен его численный анализ,
который показал, что в случае, когда omega*a/v_{A_i} совпадает с нулями
функции Бесселя, что соответствует отсутствию возмущения полного давления
на границе трубки, декремент затухания оказывается равным нулю при любых
значениях внешних параметров (где omega --- частота, a --- радиус
колеблющейся трубки, v_{A_i} --- альвеновская скорость внутри трубки).
Оценки значений добротностей других наиболее значимых в случае БМЗ волн
процессов диссипации --- электронной теплопроводности и ионной вязкости
показывают, что в случае радиальных колебаний корональной петли
(плазменное beta << 1) с температурой T ~ 3*10^6 К, при концентрации
заряженных частиц n ~ 10^{10} {см}^{-3}, добротности обоих процессов
Q > 10^2. Следовательно, этими механизмами затухания, также как
и акустическим, можно пренебречь.
Таким образом, показано, что радиальные колебания магнитной трубки могут
быть высокодобротными и их можно использовать для интерпретации
слабозатухающих периодических пульсаций, наблюдаемых, например,
в радиовсплесках IV типа.
*******************************************************************************
И.Г.Костюченко О вкладе шумовой составляющей в спектры
мощности временных рядов различных
показателей солнечной активности
Проанализировано поведение шумовой составляющей в вариациях значений
10 различных показателей солнечной активности в 20-23 циклах. Вклад шумовой
составляющей в спектры мощности соответствующих временных рядов
представляет собой фликкер-шум со спектральным индексом, характеризующим
скорость потери корреляционных связей в последовательности значений
измеряемой переменной (время памяти наблюдаемого процесса). Приводятся
значения всех спектральных индексов, а также значения коэффициентов
корреляции между проанализированными показателями солнечной активности
в диапазоне частот между частотой вращения Солнца и циклом солнечной
активности. Показано, что различие в значениях спектральных индексов
адекватно отражает особенности условий протекания процессов на поверхности
Солнца и в разных слоях солнечной атмосферы.
*******************************************************************************
Г.Е.Кочаров, Вариация коронального магнитного поля
И.В.Кудрявцев, Солнца за последние 200 лет на основе
М.Г.Огурцов, данных по содержанию 14C в кольцах
Е.Соннинен, деревьев
Х.Юнгер
Связь геомагнитной активности и чисел солнечных пятен с измеренными после
1964 г. величинами межпланетного магнитного поля была изучена в работе
Локвуда и др. (Nature, 1999). Авторами было показано, что рост геомагнитной
активности в этот промежуток времени связан с усилением межпланетного
солнечного поля, а, следовательно, и коронального магнитного поля Солнца
и был сделан вывод об увеличении коронального магнитного поля Солнца (КМПС)
примерно вдвое за период 1870--1995 гг. Так как рост КМПС и межпланетного
поля приводит к уменьшению интенсивности проникающих в гелиосферу
галактических космических лучей (ГКЛ), то, с усилением КМПС, в природных
земных архивах (кольца деревьев, полярные льды) должно уменьшаться
содержание образующихся под действием ГКЛ космогенных изотопов. В данном
докладе представлены результаты расчета содержания космогенного изотопа 14С
в кольцах деревьев проведенного с использованием пятирезервуарной модели
углеродообменной системы. Нами показано, что концентрация радиоуглерода
в древесных кольцах действительно свидетельствует о существенном уменьшении
интенсивности ГКЛ за последние 100 лет, что, в свою очередь, может быть
связано с соответствующим ростом КМПС.
*******************************************************************************
И.В.Кудрявцев, Генерация радиоизлучения турбулентной
Т.И.Кальтман, плазмы во время солнечных вспышек
Ю.Е.Чариков
Рассмотрена задача генерации радиоизлучения турбулентной плазмы во время
солнечных вспышек. В данном рассмотрении ленгмюровская турбулентность
генерируется пучками быстрых электронов. Механизмом генерации
радиоизлучения является слияние двух ленгмюровских плазмонов. Особенностью
данной работы является решение нелинейной самосогласованной системы
уравнений для функции распределения быстрых электронов и спектральной
плотности энергии ленгмюровской турбулентности. При этом учитывается
нелинейное рассеяние ленгмюровских плазмонов на тепловых частицах
вспышечной плазмы. В результате решения получены функция распределения
быстрых электронов, спектральная плотность энергии плазмонов и мощность
радиоизлучения на удвоенной плазменной частоте для различных параметров
пучка и плазмы в зависимости от расстояния от места инжекции пучка.
Проведено сравнение полученных результатов с наблюдательными данными.
*******************************************************************************
К.М.Кузанян Асимптотическое исследование солнечных
динамо-волн
Исследуются модели генерации крупномасштабного магнитного поля Солнца
в рамках теории гидромагнитного динамо средних полей. В качестве основного
метода исследования используется метод асимптотического анализа ВКБ,
основанный на приближении коротких волн. Исследована модель Паркера в одном
полушарии Солнца с учетом тонкой конвективной оболочки. Источниками
генерации поля являются пространственно неоднородное дифференциальное
вращение и спиральность (alpha--эффект). Построено асимптотическое
ВКБ--решение в форме бегущей динамо--волны. Изучены асимптотические
свойства рассмотренной модели в приближении больших динамо--чисел.
Показано, что построенное решение в целом соответствует наблюдаемой
магнитной активности Солнца. Максимум решения в низких широтах смещен
в направлении распространения динамо--волны (к экватору). В высоких широтах
наблюдается миграция магнитных полей к полюсу даже в приближении
однородного фактора дифференциального вращения. Для двумерного случая
с учетом данных гелиосейсмологии по внутреннему вращению Солнца вблизи дна
конвективной зоны обнаружены два центра генерации динамо--волн. В низких
широтах магнитная активность мигрирует в сторону экватора, а в верхних ---
к полюсам. Полученное решение может быть также применено к моделям звезд
солнечного типа.
*******************************************************************************
В.И.Кулиджанишвили, Поляриметрия солнечной короны
Н.Н.Капанадзе, 11 августа 1999 года
Г.Ш.Джавахишвили
Во время полного солнечного затмения 11 августа 1999 года были получены
четыре серии изображений короны с фотографическим поляриметром (D = 150 мм,
F = 1000 мм) с тремя положениями поляроида в каждой серии. Положение центра
солнечного диска по отношению к лунному определялось заранее. Наряду
с результатами поляризационных измерений представлены также данные
о структуре и эллиптичности солнечной короны 11 августа 1999 г.
*******************************************************************************
Г.И.Кушталь, Интерференционно-поляризационный
А.Н.Бородина, фильтр "Магнит" для измерения
А.С.Петрова солнечных магнитных полей
Интерференционно-поляризационный фильтр "Магнит" предназначен для получения
карт интенсивностей, лучевых скоростей и магнитных полей в линии Fe I 6173
A. Фильтр "Магнит" включает следующие основные блоки: фильтр
предварительной монохроматизации, выделяющий основную полосу на линии Fe
I 6173 A; аподизированный фильтр Шольца, формирующий двойную полосу
пропускания; модулятор, сканирующий полосу фильтра по двум крыльям линии.
Схема Шольца без внутренних поляризаторов позволяет увеличить пропускание,
а применение кристаллов парателлурита в составных широкоугольных элементах
Лио увеличивает угловое поле в три раза по сравнению с широкоугольными
элементами с полуволновой пластинкой. Для уменьшения потерь на френелевское
отражение в иммерсионной среде на кристаллы парателлурита наносится
просветляющее покрытие.
*******************************************************************************
В.Г.Леденев, Об оценке коронального магнитного поля
М.Карлицкий, по спектрографическим наблюдениям в
Й.Йен, микроволновом диапазоне
К.Фу
Спектрографические наблюдения радиоизлучения Солнца в микроволновом
диапазоне показывают тонкую структуру, состоящую из нескольких
приблизительно параллельных узких полос излучения. Мы интерпретируем эти
полосы как излучение корональной плазмы на циклотронных гармониках. Это
излучение генерируется анизотропными (температура вдоль магнитного поля
ниже температуры поперек поля) электронными пучками, возбуждающими
плазменные волны на нормальном Допплер-эффекте. Затем эти плазменные волны
трансформируются в радиоизлучение на второй гармонике плазменной частоты.
Иногда может наблюдаться и фундаментальная компонента. На основе такой
модели предложена простая методика оценки магнитного поля в области
излучения микроволнового всплеска. Суть ее в том, что величина магнитного
поля оценивается по отношению частот соседних полос излучения тонкой
структуры. Если это отношение больше 1.09, мы наблюдаем излучение
на второй и третьей циклотронных гармониках. Отношение меньшее 1.09,
но большее 1.03 свидетельствует об излучении третьей и четвертой гармоник.
По известным частоте излучения и номеру циклотронной гармоники
определяется напряженность магнитного поля. Напряженности поля, полученные
по предложенной выше методике, лежат в пределах 100-200 эрстед.
*******************************************************************************
Н.А.Лотова, Эволюция источников течения и потоков
В.Н.Обридко, солнечного ветра в ходе 11-летнего
К.В.Владимирский, солнечного цикла
М.К.Берд,
П.Джанардхан
Исследуется эволюция крупномасштабной струйной структуры течения
солнечного ветра в зоне основного ускорения, на расстояниях от Солнца от 10
до 40 солнечных радиусов от Солнца. Используются четыре независимые набора
экспериментальных данных: радиоастрономические наблюдения рассеяния
радиоволн на околосолнечной плазме, которые проводятся с использованием
крупных радиотелескопов РАН, г. Пущино; двухчастотные доплеровские
измерения скорости солнечного ветра, проведенные в ходе программы
исследования солнечной короны с использованием КА Улиссис во время
соединений его с Солнцем летом 1991 г. и зимой 1995; напряженность
и конфигурация магнитного поля короны, расчитанные с использованием данных
измерений Солнечной Обсерватории Дж. Вилкокса, США; изображения белой
короны Солнца, полученные в ходе наземных наблюдений солнечных затмений
и наблюдений, выполненных с использованием КА СОХО. Результаты двух групп
данных- положений границы переходной области солнечного ветра, найденных
по результатам радиоастрономических наблюдений и скоростей солнечного
ветра- были использованы как параметры, отражающие интенсивность процесса
ускорения солнечного ветра. Исследования корреляции этих данных
с напряженностью магнитного поля в солнечной короне позволили обнаружить
существование нескольких различных типов течения солнечного ветра,
отличающихся ходом процесса ускорения и его результатами, скоростями
на больших расстояниях от Солнца. Само существование нескольких различных
типов потоков солнечного ветра, интенсивность которых в значительной мере
предопределена напряженностью и структурой магнитного поля в солнечной
короне, все это позволяет считать, что основные изменения, происходящие
в структуре потоков солнечного ветра в ходе 11-летнего цикла сводятся
к относительным изменениям численности потоков различных типов,
происходящим в соответствии с изменениями структуры магнитного поля Солнца.
*******************************************************************************
М.А.Лукичева, Миллиметровые наблюдения и динамика
S.Solanki, хромосферы
M.Carlsson
*******************************************************************************
В.И.Макаров, Солнечная цикличность: достижения и
А.Г.Тлатов проблемы
На основе обработки длительных рядов наблюдений Солнца в Италии, Индии
и России создана база данных о топологии магнитного поля Солнца более чем
за 120 лет (1880-2000) в форме Н-альфа магнитных синоптических карт.
Глобальная активность Солнца продолжительностью 16-17 лет рассматривается
как проявление цикла полярных факелов на широтах более 40 градусов, цикла
солнечных пятен на широтах менее 40 градусов и цикла активности
крупномасштабного магнитного поля на всех широтах. Приводятся результаты
наблюдений свойств глобальной активности Солнца, которые свидетельствуют
об определяющей роли цикла крупномасштабного магнитного поля в развитии
высокоширотной и низкоширотной активности Солнца. Предполагается обсудить
особенности смены знака магнитного поля Солнца как в текущем цикле
активности, так и на протяжении последних 120 лет. Особое внимание будет
уделено обсуждению причин появления периодов очень низкой активности
Солнца, наподобие Минимума Маундера.
*******************************************************************************
Г.П.Машнич, Сдвиговые движения в области волокон
В.С.Башкирцев,
А.И.Хлыстова
Обсуждаются результаты измерения лучевых скоростей, полученные одновременно
на двух уровнях солнечной атмосферы вблизи волокон и в волокнах в линиях
H_beta (486.1 нм) и Fe I (485.9 нм), выполненные в Саянской Солнечной
Обсерватории летом 1999 и 2000 гг. Наблюдаемая картина лучевых скоростей
и простые модельные представления позволяют сделать следующие выводы.
В волокнах на уровне хромосферы движения ориентированы вдоль главной оси
волокна под углом не более 30^{circ} , в то же время под волокном
в фотосфере движения скорее поперечные, т.е. составляют с главной осью
угол 75^{circ} -- 90^{circ}. Вблизи волокон на обоих уровнях отмечаются
сдвиговые движения, в большинстве случаев обнаруживаются встречные течения
в фотосфере относительно хромосферы. Волокна северного полушария, как
правило, имеют декстральную ориентацию движений.
Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 99-02-18453, а также гранта
поддержки ведущих научных школ 00-15-96659.
*******************************************************************************
В.Л.Мерзляков, Определение отношения магнитных
М.М.Молоденский моментов переменного и реликтового
диполей из анализа формы короны в минимуме
солнечной активности
Форма короны эпохи минимума солнечной активности характеризуется небольшим
числом приэкваториальных шлемовидных структур, появление которых
объясняется проекцией на картинную плоскость поверхности смены знака
радиальной компоненты магнитного поля B_r=0 (см. серию работ
М.М.Молоденского за 1993 -- 2000~гг.). Исходя из данного представления,
есть возможность определить относительные величины и ориентацию моментов
первых 3 -- 4 членов в разложении магнитного поля, подобрав их так, чтобы
формируемая ими поверхность B_r=0 давала в проекции наблюдаемую
шлемовидную структуру. Таким образом удается найти отклонение вектора
дипольного момента от оси вращения Солнца, что позволяет рассчитать
отношение магнитных моментов переменного и реликтового диполей. Так,
из анализа формы короны затмения 30 июня 1954~г. угол отклонения составил
3^o, что дает отношение моментов 6.8 плюс-минус 2.0. Найденное отношение
указывает на то, что если имеется функциональная зависимость между
максимальным числом Вольфа в цикле активности и значением дипольного
момента в начале цикла, то она не может быть выше первой степени. Работа
выполнена при финансовой поддержке РФФИ, код проекта 99-02-16360.
*******************************************************************************
Б.Б.Михаляев Накопление вещества в солнечной короне
перед большимим вспышками
Предлагается аналитическая модель магнитного поля активной области,
имеющего в результате перемещения фотосферного вещества искривленную
нейтральную линию. В приближении сильного поля получены выражения для
распределения плотности и поля скоростей плазмы. Изменение магнитного поля
приводит к появлению индукционного электрического поля; плазма реагирует
на это изменение, двигаясь таким образом, чтобы скомпенсировать возникшее
электрическое поле. При увеличении степени искривления нейтральной линии
происходит подъем вещества в корону. Для характерных значений времени
изменения ~10^4 -- 10^5 c и длины 10^{10} см получаются значения
скорости подъема 1 -- 10 км/c. Плотность плазмы над активной областью
увеличивается на порядок, величина накопившейся в короне плазмы ~10^{16} г.
Величина свободной магнитной энергии ~10^{32} эрг. Модель может быть
использована для описания больших вспышек, в результате которых меняется
магнитное поле на фотосфере.
*******************************************************************************
М.М.Молоденский Зависимость параметров солнечного ветра
от гелиошироты
По данным измерений на КА существует зависимость скорости солнечного ветра
от гелиоцентрических координат. Наибольшая скорость около 800 км/сек
соответствует высоким широтам ("быстрый солнечный ветер"), а наименьшая
около 400 км/сек -- низким. Объяснение этому факту состоит в том, что
источником солнечного ветра является не только солнечная корона (в высоких
широтах), но также и гелиосферный слой (вблизи экватора) с более низкой
по сравнению с короной температурой. Это следует из полученного решения
стационарных МГД уравнений для короны и гелиосферного слоя, зависящего
не только от радиуса, но и от широтного угла theta. Работа выполнена при
финансовой поддержке РФФИ, код проекта 99-02-16360.
*******************************************************************************
В.Г.Нагнибеда, О циклической зависимости спокойного
М.А.Лукичева Солнца в мм и субмм диапазонах
В работе анализируются известные данные о яркостной температуре спокойного
Солнца, полученные в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах различными
наблюдателями в течение 20, 21 и 22 циклов солнечной активности. Получены
значимые различия в уровне спокойного Солнца для периодов максимума
и минимума активности. Обсуждаются точность и надежность определения этого
уровня, особенно в период повышенной активности. Обсуждается возможная
интерпретация полученных изменений, связанная либо с глобальными, либо
с мелкоструктурными изменениями в солнечной хромосфере в течение цикла,
на основе известных стандартных моделей солнечной хромосферы.
*******************************************************************************
В.Г.Нагнибеда, Особенноси милллиметрового излучения
Б.А.Розанов Солнца
В докладе дан обзор многолетних наблюдений Солнца на отечественном
миллиметровом радиотелескопе РТ-7.5 МГТУ, выполненных на волне 3.4 мм, а
в последнее время и на волне 2.5 мм, а также наблюдений солнечных затмений
в указанном диапазоне. Полученные результаты относятся к различным
структурным образованиям спокойного и активного Солнца. Утверждается, что
миллиметровое излучение Солнца, в отличие от более длинноволнового,
возникает только в хромосфере, сильная неоднородность и динамичность
которой придают специфичесие особенности указанному излучению. Обсуждаются
наблюдательные результаты и их возможная интерпретация, возможности
использования стандартных моделей солнечной хромосферы, построенных на базе
наблюдений ультрафиолетового излучения Солнца.
*******************************************************************************
В.Г.Нагнибеда, Мощные всплески миллиметрового излучения Солнца
Б.А.Розанов,
Н.А.Жаркова,
Т.С.Лебедюк
В сообщении приводятся результаты наблюдений мощных всплесков солнечного
радиоизлучения в марте-апреле 2001 года, выполненных на миллиметровом
радиотелескопе РТ-7.5 МГТУ на двух волнах 3.4 и 2.5 мм. Обсуждаются
динамика и спектр всплесков, подчеркиваются особенности миллиметрового
излучения солнечных микроволновых всплесков.
*******************************************************************************
К.И.Никольская О природе корональных дыр на Солнце
Представлены результаты анализа структурных особенностей солнечной короны
на разных стадиях цикла солнечной активности (1996--2001гг.), выполненого
на основе наблюдений изображений Солнца в крайнем ультрафиолете (SOHO,EIT),
в мягком рентгене (Yohkoh), магнитограмм полного диска и измерений параметров
солнечного ветра на Ulysses. Показано, что полярные корональные дыры эпохи
минимума, по-видимому, отличаются по своей природе от полярных и низкоширотных
корональных дыр эпохи максимума. В эпохи высокой активности в короне доминируют
высокие и мощные петельные структуры активных областей, которые иногда покрывают
всю поверхность Солнца. Показывается также, что корональные дыры эпохи высокой
активности представляют собой области фоновой короны, видимые в "просветы"
между активными областями короны.
*******************************************************************************
Г.А.Никольский, О вкладе направленного неравновесного
Э.О.Шульц излучения в спектральную светимость
Солнца и других вспыхивающих звезд
В результате многолетних высокогорных наблюдений за вариациями спектральной
солнечной радиации нам удалось обнаружить явления аномальных всплесков
спектрального узко направленного индуцированного излучения из фотосферных
факелов и эффективного поглощения этого излучения во флоккульных областях.
Анализ наблюденных явлений в сопоставлении с данными спутникового
мониторинга (SOHO), с данными многоспектральных комплексных измерений и
с модельными исследованиями всплесков оптического и радиочастотного
излучений на красных карликах, открыл возможность развития реалистичных
модельных представлений о комплексном механизме генерации мощного
направленного непрерывного излучения из магнитных силовых потоковых труб
и о избирательном поглощении этого излучения на высотах от 1500 до
3000 км (в хромосферных факельных трубах). Дальнейший анализ показал, что
часто наблюдаемые микровспышки в флоккульных структурах при определенном
стечении обстоятельств (например, при возникновении "пинч" эффекта) могут
перерастать в мощные вспышки и даже в т.н. "белые" вспышки, при которых
обычно возникает всплеск синхротронного мазерного излучения,
регистрируемого как супермощный радиальный выброс --- сердж или в виде
вспышечного спрэя. При всплеске синхротронного мазерного излучения
полная энергия, излучаемая в континууме (с учетом энергии мощного радиально
направленного луча), достигает 10^{34}-10^{35} эрг. В отдельных случаях,
таких как вспышка 23 февраля 1956 года, полная энергия (с учетом
невидимого с Земли синхротронного мазерного луча) может достигать
10^{35}-10^{36} эрг. Статистика появления мощных вспышек
свидетельствует о их "привязанности" к "королевским" широтам, что с учетом
радиальной направленности синхротронного мазерного излучения, избавляет
землян от катастрофических последствий прицельного удара супервспышки.
Эти обстоятельства свидетельствуют, что Солнце является нормальной
переменной (с мощными вспышками) звездой среди звезд классов F -- G,
отмеченной лишь пожилым возрастом. Известно, что в факельных структурах
при разогреве плазмы мощным синхротронным излучением резко нарастает
концентрация отрицательных ионов водорода (Н^-), эффективно поглощающих
непрерывное излучение в областях спектра ? ~ 45? нм и ? ? 5?? нм и,
тем самым формирующих своеобразный спектральный ход яркостей факелов,
отчетливо видимых ближе к периферии диска Солнца. Для факелов,
расположенных ближе к центральному сектору диска, оптическая толщина
поглощения ионами водорода (в непрерывном излучении) быстро нарастает
по мере приближения к центру диска, ослабляя и размывая изображения
фотосферных факелов.
*******************************************************************************
В.Н.Обридко, Актуальные проблемы исследования Солнца
В.В.Зайцев,
А.В.Степанов
В докладе суммированы актуальные проблемы исследования Солнца: природа
тонкоструктурных образований, "килогауссовых" трубок магнитного поля,
слияние и разъединение трубок, высокие значения магнитного поля в основании
конвективной зоны, проблема нагрева трубок. Можно ли утверждать, что
вспышки и корональные выбросы массы (КВМ) -- это явления одного типа,
различающиеся только масштабами? Как КВМ распространяются к Земле?
Согласуются ли современные данные о солнечном ветре с теорией Паркера? Что
объединяет все явления солнечной активности в единый процесс
с фиксированными законами пространственно-временной организации?. Проблема
приоритета глобальных полей. Солнечные источники "космической погоды".
Какова роль Солнца в потеплении климата Земли?
*******************************************************************************
В.Н.Ораевский, Ближайшие солнечные космические проекты
В.Д.Кузнецов
Дается обзор о будущих космических солнечных проектах, разработку которых
осуществляют космические агентства России, США и Европы. Приводятся научные
цели и задачи планируемых солнечных миссий и их основные характеристики.
Дается обоснование роли и места российской солнечной космической программы
в рамках международной космической программы исследований Солнца.
*******************************************************************************
А.Р.Осокин, Эруптивные процессы в солнечной
А.В.Подлазов атмосфере: моделирование на основе
теории самоорганизованной критичности
В работе строится самоорганизованно критическая (СК) модель солнечных
вспышек.
Многообразие и сложная взаимосвязь процессов, происходящих в солнечной
фотосфере, вынуждает выбрать для моделирования какой-то один, предполагая,
что с ним связана основная энергия, и он является ведущим, а остальные
процессы "подстраиваются" под него. В отличие от известных СК-моделей
в качестве такого процесса было выбрано не пересоединение линий магнитного
поля в атмосфере Солнца, что характерно для многих моделей, а аннигиляция
противоположно заряженных магнитных элементов, располагающихся на его
поверхности. Их можно рассматривать как основания магнитных трубок,
выходящих из внутренних слоев на поверхность Солнца. Выделяющаяся при
аннигиляции энергия должна приводить к механическому движению плазмы,
способному в свою очередь инициировать аннигиляцию в соседних областях
по принципу цепной реакции и т.д., что и дает в результате вспышку.
Компьютерное моделирование показывает что система самоорганизуется
в критическое состояние, в котором распределения энергий, площадей,
длительностей и пиков излучения вспышек имеют степенной вид.
*******************************************************************************
Н.Г.Петерова, Возможности классификации активных
В.Е.Абрамов-Максимов, областей на Солнце по микроволновому
Б.В.Агалаков, излучению S-компоненты
Предлагаемый метод классификации базируется на известных особенностях
структуры локальных источников (л.и.) микроволнового излучения,
расположенных в короне Солнца над активными областями (АО). Структуру л.и.
можно разделить на 3 основные компоненты: (1) пятенные яркие детали, (2)
протяженный источник типа гало, связанный с общей магнитосферой АО и (3)
пекулярные источники. Пределы изменения характеристик всех трех
составляющих структуры известны и их можно закодировать. К примеру, для
"типичного л.и." код АО будет выглядеть как 2К/2Н/0Р. Это означает, что
яркостная температура излучения пятенной детали T_b=2*10^6 K, вклад гало
F_h в общее излучение л.и. F_o составляет 50%, а пекулярный источник
отсутствует. Метод опробован на материале исследования 25 АО. Показано, что
он не дублирует уже имеющиеся методы классификации АО и позволяет оценить
степень нагрева короны над АО, а следовательно и диагностировать наличие
в структуре АО источников высокотемпературной плазмы.
*******************************************************************************
Н.Г.Петерова, Солнечная активность и характер циркуляции
А.А.Шпитальная, земной атмосферы
М.А.Арсеньева,
В.Н.Краев
Приводятся результаты исследования зависимости между изменениями погоды
в Северо-Западном регионе России и солнечной активностью (СА) с 1994 г.,
ведущегося путем сопоставления ежедневных наблюдений радиоизлучения Солнца
на Большом пулковском радиотелескопе (БПР) с метеоданными ГС Окт. ж/д.
Установлено, что изменения погоды, связанные с изменением характера
циркуляции воздушных потоков, достаточно хорошо коррелируют с положением
активных областей на Солнце, особенно с их восходом и заходом
за солнечный лимб, а также с динамикой их развития. Результаты исследования
ежедневных наблюдений согласуются с анализом среднемесячных значений
температуры в С.Петербурге за 22-й цикл СА. На основании установленных
закономерностей разработана методика коррекции прогноза погоды различной
заблаговременности для Северо-Запада России. Демонстрируется преимущество
радионаблюдений для оценки состояния СА.
Работа выполнена при частичной поддержке ГНТП "Астрономия", грант 1.5.4.2.
*******************************************************************************
А.И.Подгорный, Механизм аккумуляции энергии для
И.М.Подгорный, солнечной вспышки Бастилия
И.А.Биленко
Солнечная вспышка Бастилия произошла 14 июня 2000г. Вспышка удобна для
математического анализа, т. к. пятна расположены почти вдоль прямой линии.
Для численного трехмерного МГД моделирования пятна аппроксимировались
вертикальными диполями. Показано, что в предвспышечном состоянии в короне
существовали две особых линии магнитного поля. Имела место аккумуляция
энергии около 10^{32} эрг. Конфигурация поля возникшего вертикального
слоя и характер течения плазмы в нем соответствуют разработанной авторами
модели вспышки, сопровождаемой эжекцией корональной массы. В окрестности
другой особой линии образования токового слоя не происходило. Детальный
анализ позволил установить существование определенного класса особых линий,
не обладающих свойством фокусировать энергию. Использовалась программа
ПЕРЕСВЕТ. Учитывались диссипативные процессы и анизотропия теплопроводности
в магнитном поле. Расчет велся по абсолютно неявной схеме, использовалось
автоматическое деление временного шага в местах больших градиентов. Работа
поддержана РФФИ (грант 01-02-16186).
*******************************************************************************
И.М.Подгорный, Нагревание плазмы и ее длительное
А.И.Подгорный удержание в квазистационарных структурах
солнечной короны
Объяснение процессов в ярких рентгеновских точках и в послевспышечных
петлях связано с решением трех проблем: создание горячей плазмы,
ее длительное удержание и термоизоляция. Проведен анализ этих проблем
и выполнено численное МГД моделирование. Использовалась программа ПЕРЕСВЕТ.
Учитывалась анизотропия теплопроводности в магнитном поле. Яркие
рентгеновские точки, а также точки в видимой области спектра, могут
возникать из-за диссипации магнитной энергии при пересоединении
в окрестности особых линий. Нагретая плазма устойчиво удерживается около
10 ч в конфигурации магнитного поля типа cusped field. Остывание плазмы
происходит за счет излучения и теплопроводности через магнитные щели.
Удержание плазмы в петлях обеспечивается магнитным полем адиабатической
ловушки. Желобковая неустойчивость в ней подавляется из-за стекания
избыточных зарядов в хромосферу. Наполнение петли плазмой происходит
из горячих хромосферных источников, возникающих при вспышке, в результате
генерации продольных токов и высыпания быстрых электронов. Работа
поддержана РФФИ (грант 00-01-00091).
*******************************************************************************
Г.А.Порфирьева, Локализация оснований корональных петель
Г.В.Якунина на Солнце и физические процессы в них
Знание локализации оснований петель необходимо для восстановления
их трехмерной структуры, а также для установления связи явлений,
происходящих на поверхности и в верхних слоях атмосферы Солнца.
Рассматриваются различные методы локализации оснований петель.
Используются данные наблюдений с H_alpha-фильтром в Высокогорной
экспедиции ГАИШ (Алма-Ата) и результаты, полученные в далеком
ультрафиолетовом и рентгеновском излучении из космоса. Основания петель
часто "закреплены" в местах, где напряженность магнитного поля не является
ни максимальной, ни минимальной. Редкими представляются случаи, когда петли
оканчиваются на границе тени и полутени или внутри ядра. Обсуждаются
модели, объясняющие колебания интенсивности в петлях, оканчивающихся
в ядрах пятен. Повышение яркости корональных петель большого масштаба
является следствием микровспышек и связанной с ними активности в одном
из оснований, в окрестности которого имеются вкрапления поля
противоположной полярности. Итак, явления, наблюдающиеся в петлях, могут
быть откликом на физическую ситуацию вблизи их оснований.
*******************************************************************************
В.С.Прокудина, Наблюдения длинноволновых радиовсплесков
В.Н.Курильчик на ИСЗ ИНТЕРБОЛ
Изучаются радиовсплески, зарегистрированные в диапазоне частот 100--1500
КГц на ИСЗ ИНТЕРБОЛ-1. Анализируются события на стадии роста и максимума
23-го цикла Солнечной активности (1997--2000 гг.) Наиболее мощные всплески
солнечной природы генерируются во время хромосферных вспышек с большим
энерговыделением и сопровождаются корональными и межпланетными
возмущениями. Длинноволновые радио всплески являются продолжением всплесков
III, II, IV типов метрового диапазона и обусловлены распространением
энергичных электронов и ударных волн в короне и околосолнечном
пространстве. Серии всплесков АКР-излучения магнитосферного происхождения
наблюдаются от западных (геоэффективных) вспышек с запаздыванием в десятки
минут и усиливаются во время мощных геомагнитных бурь в течение нескольких
дней.
*******************************************************************************
А.Г.Пятигорский, Исследование ряда чисел Вольфа месячного
Г.А.Пятигорский разрешения методом регрессионного
частотно-временного анализа. Сравнительный
анализ полученных частотно-временных
компонент
В данной работе представлены результаты исследования ряда чисел Вольфа
месячного разрешения посредством разработанного авторами метода
регрессионного частотно-временного анализа. Диапазон времен с 1749 по 1998
годы и диапазон периодов свыше одного года. В результате выполненной работы
получено 226 частотно-временных компонент. Среднеквадратическое отклонение
между рядом чисел Вольфа и моделью, собранной из среднего значения ряда
и суммы частотно-временных компонент, составляет менее 1.06 единиц чисел
Вольфа. Проведен сравнительный анализ полученных частотно-временных
компонент.
*******************************************************************************
В.Э.Резникова, Пространственное распределение яркости
К.Шибасаки, см-мм- излучения в протяженных вспышечных
Т.Ёкояма, петлях
Х.Накаджима,
В.Ф.Мельников
Исследуется пространственное распределение радиояркости четырех крупных
петлеобразных радиоисточников и их временная эволюция по данным наблюдений
на радиогелиографе NoRH (Nobeyama, Япония) на частотах 17 и 34 ГГц.
Основной результат состоит в том, что максимум распределения радиояркости
в течение главного пика всплеска находится вблизи вершины петлеобразной
структуры на обеих частотах. Три из четырех микроволновых источника
являлись оптически тонкими, по крайней мере на 34 ГГц. Следовательно,
данный результат противоречит хорошо известным предсказаниям (Alissandrakis
and Preka-Papadema, 1984; Klein and Trottet, 1984; Bastian and al., 1998),
что максимумы радиояркости должны находиться ближе к основаниям петли,
а минимум - около вершины петли для частот, на которых протяженные
вспышечные петли являются оптически тонкими. Однако, эти расчеты были
сделаны для однородного распределения энергичных электронов вдоль петли
с неоднородным магнитным полем. Приводятся доказательства того, что см-мм
источник в вершине петли обусловлен инжекцией и предпочтительным
накоплением ускоренных электронов в верхней части магнитной ловушки.
*******************************************************************************
Ю.Р.Ривин Изменение интенсивности компонент магнитных
полей Солнца на поверхности фотосферы
в 22-летнем цикле
Циклическая динамика крупномасштабного магнитного поля Солнца B на
фотосфере обусловлена появлением примерно в эпохи максимумов 11--летних
циклов солнечной активности в узкой полосе широт у экватора биполярных
областей B_{bp} (они названы B--биполярами), всплывающих из глубин
конвективной зоны, смещающихся затем к полярным широтам и ``затекающим''
туда на 11 лет. Смещение B_{bp} от экватора к полюсу, происходит за счeт
механизма ``отжатия'' к полюсам поля предыдущего всплывшего B-биполяра
последующим. Сделан вывод, что полярные магнитные поля есть результат
миграции B_{bp} от экватора к полюсу, они совместно с более
низкоширотными полями образуют ``условно--дипольную'' структуру, которая
создает магнитное поле, интерпретируемое иногда как суперпозиция полей
квазиосевого центрального диполя и экваториального квадруполя. Магнитное
поле, проявляющееся в B имеет принципиально другую
пространственную структуру и еe динамику. Отсюда сделан вывод
о существовании на Солнце двух разнесенных по глубине зон образования
магнитного цикла --- основного цикла солнечной активности.
*******************************************************************************
Ю.Р.Ривин Квазидвухлетние вариации локальных и
крупномасштабных магнитных полей Солнца
Квазидвухлетние вариации выделены в среднегодовых значениях рядов чисел
Вольфа, интенсивности компонент крупномасштабного магнитного поля Солнца
и его модуля, потока солнечных нейтрино по данным детектора в штате
Ю. Дакота. Исследованы их особенности в каждом из рядов, а также общие
свойства.
*******************************************************************************
Е.П.Ромашец, Солнечные и гелиосферные возмущения,
Ф.Ботмер, ответственные за геомагнитную активность
И.С.Веселовский, на фазе роста 23-го солнечного цикла
А.В.Дмитриев,
П.Каргилл
Составлен список из 206 событий в 1997--2000 гг., когда сpеднесуточный
индекс геомагнитной активности достигал значений Аp > 20нТл. Выбоp данного
кpитеpия обоснован путем анализа статистических свойств геомагнитных
возмущений в течение данного пpомежутка вpемени на фазе pоста 23-го цикла
солнечной активности, а также в pетpоспективе, начиная с 1933 г. Частота
появления геомагнитных возмущений пpогpессивно наpастала и флуктуиpовала
в ходе pазвития 23-го солнечного цикла. Собpана база данных о динамических
пpоцессах на Солнце и в гелиосфеpе, необходимая для исследования пpичин
геомагнитных возмущений. Для каждого события постpоены синоптические каpты
Солнца с указанием активных и исчезающих волокон в линии Н-альфа, данных
о солнечных вспышках, эволюциониpующих коpональных дыpах и положении
гелиосфеpного токового слоя, pассчитанного по измеpениям фотосфеpного
магнитного поля.
*******************************************************************************
Г.В.Руденко Ежедневный мониторинг 3-d структуры
магнитного поля солнечной атмосферы
Предлагается новый тип данных, позволяющих проводить полный ежедневный
анализ трехмерной магнитной структуры --- от мелкомасштабных структур
активных областей до глобальной крупномасштабной структуры коронального
магнитного поля на поверхности источника. Данные представляют собой наборы
коэффициентов сферического разложения магнитного поля в рамках
потенциального приближения, получаемых с применением новой технологии
экстраполяции магнитных полей по Bd-компоненте (данным ежедневных
магнитограмм полного диска с высоким разрешением). Дается информация о web
сайте http://bdm.iszf.irk.ru, на котором архивируются и размещаются текущие
расчеты и текущие карты магнитного поля на фотосфере и поверхности
источника. Обсуждаются рамки применимости нового способа восстановления
магнитного поля. Предлагается анализ сопоставления расчетных областей
открытого магнитного поля с наблюдаемыми корональными дырами
и сопоставление динамики нейтральных линий на поверхности источника
с прохождением орбиты Земли через секторные границы межпланетного
магнитного поля.
*******************************************************************************
И.И.Салахутдинова, Взаимосвязь крупномасштабных магнитных
А.В.Мордвинов полей с глобальной вспышечной активностью
Вспышечная активность, тесно связанная с топологией локальных магнитных
полей, как глобальный процесс показывает аналогии с поведением фоновых
магнитных полей Солнца (ФМПС). Поведение ФМПС можно описать методами
математической морфологии. В данной работе исследовались вариации мер
сложности для геометрии Линии Раздела Полярностей (ЛРП) по Стэнфордским
синоптическим картам за период 1976-2000 гг. Получено, что длина ЛРП
и коэффициент формы значимо коррелируют со вспышечным индексом
с опережением до 8 оборотов. Исследовалась степень связи ФМПС и глобальной
вспышечной активности по коэффициентам кросскорреляции двух соответствующих
динамических систем. Найдена линейная связь между этими системами ФМПС
и глобального вспышечного процесса в пределах цикла солнечной активности,
причем управляющую роль в этой связи играют фоновые магнитные поля.
В распределении вспышек по гелиографическим долготам наблюдаются
крупномасштабные структуры, связанные с активными долготами в интервалах
30--70, 130--210 и 270--330 градусов.
*******************************************************************************
М.Л.Свешников Вариации радиуса Солнца из прохождений
Меркурия за 300 лет
Исследуются вариации радиуса Солнца из анализа моментов внутренних
контактов прохождений Меркурия по диску Солнца 1631-1973 гг. Найденное
вековое уменьшение радиуса Солнца, равное 0.06'' плюс-минус 0.03'',
связывается с систематическими ошибками наблюдений. Обнаружено присутствие
80- и 11-летних циклов в вариациях радиуса. Амплитуда 80-летнего цикла
составляет 0.24'' плюс-минус 0.05''. Амплитуда 11-летнего цикла равна
0.08'' плюс-минус 0.02''. Показано существование положительной корреляции
между 11-летними вариациями радиуса Солнца и числом солнечных пятен.
Указано на противоречие для знака корреляции с результатами групп Laclare,
полученными из прямых измерений диаметра Солнца на астролябии. Обсуждены
возможные источники ошибок.
*******************************************************************************
Ю.А.Скляров, Долговременный мониторинг солнечной
Д.Кроммелинк постоянной. Проблемы и перспективы
Современные прецизионные измерения солнечной постоянной начались в 1978
году. С тех пор получено несколько различных по точности
и продолжительности рядов измерений, имеющих систематические расхождения
по измеряемой величине. Обсуждаются проблемы, связанные с построением
единого сводного ряда наблюдений солнечной постоянной (композита), оценкой
уровня его шкалы. Приводятся подробности реализации для этих целей
космического абсолютного радиометрического эталона. Обсуждаются перспективы
обеспечения долговременного мониторинга солнечной постоянной с необходимой
точностью в будущем.
*******************************************************************************
В.И.Скоморовский, Тонкая структура хромосферы в
Г.Н.Домышев линии Ba II 4554 A
Линия BaII 4554 -- резонансная линия, аналог линии K CaII, но гораздо более
слабая из-за незначительного обилия бария. Результаты исследований
подтверждают правильность выбора линии бария для разработки
сверхузкополосного ИПФ, который работает в Саянской обсерватории ИСЗФ
с семидесятых годов. В июле 2000 г. астрофизики ИСЗФ и ДОТ (Голландский
открытый телескоп) провели опробование ИПФ на Шведском вакуумном телескопе
с целью его последующей установки на ДОТ. Приводятся снимки в крыльях линии
и допплерограмма. Результаты наблюдений оказались ошеломляющими. Важный
вклад был сделан за счет применения спекл-восстановления изображений
и последующей обработки, выполненной группой ДОТ. Действительно, из-за
большой масса атома линия бария 4554 A -- превосходная "линия скоростей":
структура яркости грануляции и высокая контрастность изображений являются,
прежде всего, результатом допплеровских смещений. Четко выражены силовые
трубки на межгранульных промежутках и аномальная грануляция на факельных
площадках. Представляется необходимой постоянная работа Сибирского фильтра
на ДОТ.
*******************************************************************************
Д.Е.Соболев, Медленно дрейфующий тонкоструктурный
А.А.Гнездилов, радиоконтинуум 4 апреля 2001 г.
Р.В.Горгуца,
А.К.Маркеев,
В.В.Фомичев,
И.М.Черток
Анализируется пекулярное метровое радиоизлучение, зарегистрированное
4 апреля 2001 г., в 09:20--10:20 UT при помощи цифрового спектрографа
ИЗМИРАН в диапазоне 25--270 МГц. Наряду со вспышкой балла sf/M1.6,
сопровождающая активность, по данным SOHO, включала в себя, в частности,
систему УФ петель, поднимающуюся над юго-восточной прилимбовой областью
AR 9415 в нижней короне со скоростью 20--30 км/с, и крупный
трансэкваториальный петлеобразный корональный выброс массы (КВМ), который
в районе своего южного основания в интервале высот 1,7--14,5 R_Солнца
ускорялся от 480 до 970 км/с. Радиовсплески II и III типа в данном событии
отсутствовали. Вместо этого, наблюдалась континуальная полоса
с длительностью на фиксированной частоте 35--40 минут и медленным
(-(0,06--0,16) МГц/с) дрейфом передней и задней кромок от высоких частот
к низким. В рамках плазменной гипотезы это соответствует подъему области
излучения в диапазоне высот 0,2--1,0 R_Солнца с довольно низкой (по
сравнению, например, со всплесками II типа) скоростью около 320 км/с.
Другая особенность наблюдаемого радиоизлучения --- наличие на фоне
континуума многочисленных, сравнительно широкополосных (20--100 МГц),
быстро дрейфующих всплесков длительностью 1--2 c, похожих на всплески III
типа. Сопоставление высотно-временных траекторий радиоконтинуума,
УФ петель и КВМ дает ооснования предполагать, что генерация радиоизлучения
была связана с внутренними структурными элементами КВМ и/или постэруптивным
энерговыделением. При этом континуум, скорее всего, имел тепловое
происхождение, а кратковременные всплески возбуждались энергичными
электронами, ускоряемыми при магнитном пересоединении, связанном с КВМ.
*******************************************************************************
А.А.Соловьев, Токовые структуры в активной области.
Б.Б.Михаляев, Колебания магнитных петель
Е.А.Киричек
Основное свойство электрических токов на Солнце, характерные времена
изменения которых в активной области лежат в пределах от нескольких секунд
до нескольких дней, является их экранированность (полный ток, протекающий
через плоскость, нормальную к оси волокна, равен нулю: I = 0).
В противном случае эффекты само-индукции приводят к тому, что характерные
времена появления и исчезновения токовых структур возрастают до сотен
и тысяч лет. Экранированность, как физическое свойство токовых волокон
(или, по другой терминологии, -- магнитных жгутов) в космической плазме
достаточно очевидна и часто упоминается в литературе, но анализу
ее следствий не всегда уделяется должное внимание. Одна из причин этого
заключается в том, что экранирование тока, если оно происходит
на достаточно больших расстояниях от оси волокна, незначительно меняет
индуктивность системы, и потому при анализе электрического контура в целом
удобнее бывает пользоваться формулами для прямого электрического тока
в вакууме. Однако ситуация резко меняется, если мы ставим вопрос
о равновесии всей токовой системы, включая и область экранировки. Поскольку
I = 0, условия равновесия экранированного токового волокна и вся его
динамика резко отличаются от таковых для тока неэкранированного. Это
обстоятельство позволяет по-новому подойти к проблеме колебаний магнитных
петель в активной области, считая, что каждая из наблюдаемых петель
физически выделена в пространстве именно протекающим по ней электрическим
током, который экранирован в объеме, сопоставимом с объемом наблюдаемой
части волокна. Решение задачи о колебаниях скрученных магнитных петель и об
инкременте их затухания разбивается на следующие этапы: 1. Анализ
равновесия скрученной магнитной петли в одно-родной плазме, а также в среде
с внешним магнитным полем. 2. Исследование нелинейных свободных колебаний
петли около положения устойчивого равновесия без учета реакции излучения,
которая возникает за счет возбуждения МГД-волн в окружаю-щей среде
с внешним магнитным полем. 3. Решение задачи о возбуждении волн во внешней
среде поверхностью магнитного жгута, движение которой считается заданным.
Расчет энергии, уносимой с поверхности колеблющегося с за-данной конечной
амплитудой магнитного жгута МГД-волнами, возбуждаемыми во внешней среде
с полем. 4. Сопоставление потока энергии, уносимого за 1 секунду волнами
внешней среды, с энергией колебаний жгута при заданной амплитуде для
получения оценки времени затухания процесса. Выполнение этой программы
показывает, что если для геометрических характеристик магнитной петли
и величины амплитуды ее колебаний использовать современные данные,
полученные УФ телескопом TRACE, то интенсивность волн, возбуждаемых
колеблющимся жгутом во внешней среде, оказывается достаточно велика, чтобы
без каких-либо дополнительных гипотез о механизмах затухания колебаний
объяснить очень низкую их добротность: потенциальная энергия колебаний
заданной амплитуды расходуется на гене-рацию МГД-волн во внешней плазме
с магнитным полем в течение нескольких периодов колебаний.
*******************************************************************************
А.В.Степанов, Режимы распространения энергичных
Т.Йокояма, частиц в корональных арках
К.Шибасаки,
В.Ф.Мельников
По данным радиогелиографа Нобеяма на частотах 17 и 34 ГГц исследовано
распространение энергичных электронов во вспышке 28 августа 1999 г. 00:55
UT. Радиоисточник -- протяженная (60000 км) корональная арка, обнаруживает
необычное пространственно-временное поведение нетеплового микроволнового
излучения. Во время вспышки произошли две инжекции высокоэнергичных
электронов в корональную арку. Скорость распространения фронта
радиоизлучения вдоль арки после первой инжекции была 12000 км/с, что
значительно меньше скорости электронов с энергией 1 МэВ, ответственных
за гиросинхротронное излучение. Мы объясняем такое движение фронта
излучения в терминах турбулентного распространения частиц. Релятивистские
электроны генерируют низкочастотные свисты (вистлеры) и подвергаются
сильному рассеянию по питч-углам. В результате электроны распространяются
вдоль арки с групповой скоростью вистлеров. Параметры плазмы корональной
арки изменяются после первой инжекции частиц в арку и энергичные электроны
при второй инжекции движутся с околорелятивискими скоростями.
*******************************************************************************
Ю.И.Стожков Увеличивался ли солнечный магнитный
поток в прошлом веке?
Поток космических лучей, регистрируемый на Земле, определяется уровнем
возмущенности межпланетного магнитного поля (ММП). Этот уровень тем больше,
чем больше напряженность ММП. Между потоком космических лучей и величиной
напряженности ММП наблюдается высокая корреляция. Т.к. прямые наблюдения
космических лучей проводятся с 1937 г. с помощью ионизационных камер,
с 1953 г. с помощью нейтронных мониторов и с 1957 г. в атмосфере Земли, то,
используя всю совокупность экспериментальных данных, можно восстановить
величину ММП. Полученный результат свидетельствует о том, что сглаженные
с периодом 11-лет значения напряженности ММП с 1937 г. по настоящее время
оставались постоянными в пределах 5--7 %.
*******************************************************************************
С.Х.Тохчукова Многоволновое азимутальное картографирование
солнечных активных областей на РАТАН-600
*******************************************************************************
С.Х.Тохчукова, Наблюдение эффекта предвспышечного
А.С.Гребинский, микроволнового потемнения на примере
В.М.Богод активной области 14 июля 1999 года
По наблюдениям на РАТАН-600 в июле 2000 г. было зарегистрировано сильное
падение потока радиоизлучения активной области NOAA AR 9077, начавшееся
за трое суток перед сильной протонной вспышкой 14 июля 2000 г. Впервые
событие такого рода было зафиксировано на РАТАН-600 по наблюдениям 1997
г. в связи с протонным событием 12 мая 1997 в активной области NOAA AR 8038
(Bogod et al., 1999). Нами обнаружено еще несколько случаев протонных
событий в текущем цикле солнечной активности с предвспышечным потемнением.
Это позволяет предположить, что мы имеем дело не со случайным стечением
событий, а с определенной новой закономерностью, отражающей природу
энергонакопления в наиболее мощных, протонных событиях. Следует отметить,
что в 60-70х годах аналогичные сообщения появлялись неоднократно, однако
основывались на интегральных наблюдениях потока радиоизлучения и несли лишь
косвенную информацию. Наличие широкодиапазонных (lambda lambda 1.86 - 30
см) спектрально-поляризационных наблюдений на РАТАН-600 впервые позволило
исследовать эти явления на разных группах частот, ответственных
за формирование излучения во всем диапазоне высот от верхней хромосферы
до внутренней короны. По совокупности наблюдений ряда АО были выявлены
основные закономерности указанного типа динамики микроволновой яркости,
до и после протонного события.
Работа поддерживается грантом РФФИ 99-02-16403а.
*******************************************************************************
А.М.Уралов, Механизм выброса корональной массы
С.В.Лесовой, по наблюдениям в микроволновом диапазоне
В.Г.Занданов
Предлагается новая схема формирования корональных выбросов массы (CME).
Модель базируется на анализе результатов наблюдений процесса эрупции
H_alpha-волокна в северо-западном квадранте солнечного диска 4 сентября
2000~г. Основу экспериментального материала составляют данные, полученные
на Сибирском Cолнечном Радиотелескопе (5.7 GHz). Явление эрупции
интерпретируется как развитие ситуации, возникающей после длительного
контакта двух dextral filaments. Тенденция к слиянию двух волокон
с образованием одного длинного волокна порождает медленное движение вверх
образующейся dual-filament system. Источником первичного движения является
"хребтовое" магнитное поле объединяющихся волокон. Стадия медленного
подъема завершается "отрывом" filament barbs от солнечной поверхности.
Отрыв filament barbs завершает также процесс формирования собственно
эруптивного Н_alpha-волокна и определяет знак спиральности его магнитного
поля. После этого скорость dual-filament system резко возрастает.
"Хребтовое" магнитное поле расширяющейся dual-loop system в процессе
движения трансформируется во фронтальную структуру CME.
*******************************************************************************
А.В.Фирстова V-параметр Стокса в спектре солнечных пор
Работа представляет методы и результаты измерений магнитного поля солнечных
пор. Наблюдения были проведены на Большом Солнечном Вакуумном Телескопе
в Байкальской Астрофизической обсерватории. Магнитное поле солнечных пор
измерялось по магниточувствительной линии FeI lambda 6302.5017 A, с помощью
анализатора круговой поляризации. Регистрация спектров осуществлялась
с помощью CCD detector TEK 512x512. Получены первые результаты величины
магнитного поля и лучевой скорости в солнечных порах.
*******************************************************************************
Н.М.Фирстова, Исследование линейной поляризации во
Л.К.Кашапова вспышке с мощным выбросом
Работа представляет результаты исследования линейной поляризации во вспышке
балла SF, наблюдения которой были выполнены на БСВТ Байкальской
обсерватории 29 июня 1999 г. Поляризационные спектры регистрировались
с помощью ПЗС-матрицы ТЕК 512х512. Максимальная степень поляризации
составила 4%. Не обнаружено связи между интенсивностью линии H_alpha
и степенью поляризации. Возникновение поляризации носит импульсный характер
и продолжительность поляризационного излучения не превышает 1 мин. Во время
взрывной фазы вспышки поляризация была ориентирована радиально, а во время
фазы затухания - перпендикулярно направлению на центр диска. Наблюдаемая
линейная поляризация во вспышке интерпретируется как ударная, возникающая
в результате возбуждения пучками протонов, энергия которых была оценена как
120-300 кэВ. В выбросе, распространяющемся со скоростью 160 км/сек,
излучение также было поляризовано, причем направление поляризации
ортогонально таковому во вспышке.
*******************************************************************************
Г.Д.Флейшман Сверхтонкая временная структура
радиоизлучения Солнца
В докладе делается обзор современного состояния исследований по сверхтонкой
(миллисекундной) структуре радиоизлучения солнечных вспышек. К числу
различных типов сверхтонкой структуры относятся: радиоспайки, пульсации,
антиспайки и дрейфующие особенности (аналогичные классическим всплескам
III типа). Предсказания различных теоретических моделей (основанных
на различных микроскопических механизмах радиоизлучения) анализируются
в свете имеющихся наблюдательных данных по сверхтонкой временной структуре.
Такой анализ позволяет делать надежные выводы о механизмах излучения
и моделях радиоисточников. Показано, в частности, что радиоспайки
генерируются циклотронным мазерным механизмом, а миллисекундные пульсации
-- нелинейным плазменным механизмом излучения. Обсуждаются новые
возможности диагностики вспышечной плазмы по детальному анализу сверхтонкой
структуры радиоизлучения.
*******************************************************************************
Г.Д.Флейшман О генерации переходного излучения на
мелкомасштабных неоднородностях
плотности в дециметровых солнечных
радиовсплесках
В докладе обсуждается радиоизлучение, генерируемое в солнечных вспышках
резонансным переходным механизмом при взаимодействии быстрых (надтепловых)
электронов со случайными мелкомасштабными неоднородностями плотности
фоновой плазмы. Показано, что уже при весьма низком уровне мелкомасштабных
неоднородностей этот механизм обеспечивает наблюдаемое дециметровое
излучение в континуальных радиовсплесках. Приведены примеры конкретных
радиовсплесков, дециметровое излучение которых генерируется переходным
механизмом. Таким образом, анализ континуального дециметрового излучения
открывает уникальную возможность исследования мелкомасштабной
турбулентности в солнечных вспышках.
*******************************************************************************
Г.Д.Флейшман, Наблюдение эффекта двулучепреломления
К.Дж.Фу, в миллисекундных пульсациях солнечного
Г.-Л.Хуанг, радиоизлучения и его применение для
В.Ф.Мельников, диагностики плазмы
М.Ванг
Мы анализируем два события, демонстрирующие узкополосные миллисекундные
пульсации микроволнового радиоизлучения как в интенсивности, так и
в поляризации. Обнаружены значительные временные задержки между L- и R-
поляризованными компонентами радиоизлучения. Показано, что пульсирующее
радиоизлучение генерируется нелинейным плазменным механизмом вблизи
удвоенной верхнегибридной частоты и имеет низкую степень поляризации
в источнике. Hаблюдаемые осцилляции степени поляризации возникают из-за
различия групповых скоростей обыкновенной и необыкновенной волн на пути
от источника до наблюдателя. Полученная из наблюдений частотная зависимость
задержки находится в отличном согласии с теоретически вычисленной групповой
задержкой в магнитоактивной плазме. Более того, применение Фурье-анализа
позволило выявить наряду с дисперсионными эффектами также и эффекты,
связанные с неоднородностью радиоисточника. Обнаружено, в частности, что
неустойчивость верхнегибридных волн (порождающая радиоизлучение)
реализуется в области повышенных градиентов плотности плазмы и/или
магнитного поля.
*******************************************************************************
В.В.Фомичев, Многокомпонентный радиовсплеск II типа
Р.В.Горгуца, в эруптивном событии 12 апреля 2001 г.
Д.Е.Соболев,
И.М.Черток
Представлены предварительные результаты комплексного анализа одного
из серии крупных эруптивных событий, произошедших в комплексе активности
AR 9415. Данное событие включало в себя юго-западную LDE вспышку балла
X2 с максимумом в 10:28 UT. По наблюдениям на цифровом радиоспектрографе
ИЗМИРАН в диапазоне 25--270 МГц сопровождавший всплеск II типа начался
раньше, чем группа всплесков III типа, и состоял из сложной системы полос
общей длительностью 15 мин. Согласно оценкам, частотный дрейф полос
соответсвовал распространению в короне одной или нескольких ударных волн
со скоростью от 1600 км/с в начале события до 1000 км/с в конце. Фронт
наблюдавшегося на SOHO/LASCO крупного коронального выброса массы типа гало
имел в картинной плоскости несколько меньшую скорость около 910 км/с.
Проведено сопоставление радиоданных с наблюдениями в мягком рентгеновском
и крайнем УФ диапазонах, выполненными на Yohkoh и SOHO/EIT. Последние
указывают на наличие характерных для эруптивных событий крупномасштабных
явлений: корональной волны, транзиентных корональных дыр (в том числе
канализированных диммингов), перестраивающейся системы петель и т.д.
В частности, получены свидетельства того, что образование ударной волны,
ответственной за первые полосы всплеска II типа, следует за наблюдавшимся
в начале события подъемом существовавших над активным комплексом высоких
рентгеновских петель.
*******************************************************************************
В.М.Фридман, Результаты исследования характеристик
М.С.Дурасова, нестационарного солнечного
Т.С.Подстригач радиоизлучения в период формирования
О.Д.Шейнер КВМ в атмосфере Солнца
Повышенный интерес к исследованию корональных выбросов массы (КВМ)
обусловлен их ролью в глобальных магнитогидродинамических процессах
на Солнце и их высокой, но не выясненной до конца, геоэффективностью. При
этом прогноз формирования КВМ является актуальной задачей фундаментальной
гелиофизики и прикладных гелиогеофизических исследований.
Исходя из существующих представлений о формировании и первичном
распространении КВМ из нижних слоев солнечной атмосферы [1], проведено
на временном периоде наблюдений на SMM (1980, 1984-1989 гг.) изучение
событий в радиодиапазоне на 2-х часовом интервале, предшествующем
регистрации КВМ на короногафе SMM, по данным о величинах и динамике потоков
радиоизлучения Солнца РАС НИРФИ "Зименки" на 6-ти длинах волн, охватывающих
см, дм и метровый диапазоны [2]. Выявлена частота появления нестационарного
радиоизлучения в выделенные интервалы и проведено ее сравнение с частотой
нестационарных событий на временных интервалах отсутствия КВМ. Определены
основные типы такого нестационарного излучения, их широкополосность
и временная динамика [3]. Проведено сравнение полученных результатов
с наблюдениями на восходящей ветви XXIII цикла солнечной активности.
Обсуждаются возможные модельные представления динамики таких солнечных
явлений на основе полученных результатов и известных механизмов
радиоизлучения [4].
Сделаны предположения о возможности создания методики сверхкраткосрочного
прогнозирования КВМ по радиоданным [5], рассматривается ряд прогностических
элементов таких, как возможный алгоритм прогноза и таблица сопряженности.
Литература.
1. Zhang J., Wang J. Geophys. Res. Let, V.27, N18, pp2877-2879, 2000.
2. Радиоизлучение Солнца. Данные наблюдений., Нижний Новгород, НИРФИ.
3. Дурасова М.С., Фридман В.М., Шейнер О.А.
Труды VII Симпозиума по солнечно-земной физике России и
стран СНГ. ISSN 0552-5829, Троицк, ИЗМИРАН, 1999, с. 83-90.
4. Шейнер О.А., Фридман В.М. Тезисы докладов Международной конференции
по солнечной физике, посвященной памяти проф.Г.М.Никольского, Троицк,
ИЗМИРАН, 1999, с. 64.
5. Durasova M.S., Fridman V.M., Sheiner O.A.
The 9th European Meeting on Solar Physics,
Magnetic Fields and Solar Processes, SP-448, V.2., p.979-982.
*******************************************************************************
М.Н.Храмова Характеристики векового цикла солнечной
активности как результат применения
методов сверхдолгосрочных прогнозов
На основе предложенного метода фазовых средних изучены особенности вековых
циклов солнечной активности. Установлены основные характеристики вековых
циклов: длина и мощность, а также выявлена тонкая структура, в частности,
двухвершинность векового цикла.
Методом фазовых средних выполнен прогноз солнечных циклов 23 --- 24.
Объясняются особенности в выполнении правила Гневышева -- Оля. Цикл
24 ожидается на уровне цикла 23 и, по-видимому, завершит текущий вековой
цикл активности Солнца.
*******************************************************************************
Ю.Т.Цап, Миллиметровое и рентгеновское излучение
Ю.Г.Копылова, солнечной вспышки 31.10.91
Н.С.Нестеров
На основе миллиметровых и рентгеновских наблюдений, полученных на РТ--22
и космичесих орбитальных станциях: GOES, BATSE и Yohkoh, проведен анализ
излучения солнечной вспышки 31.10.91. Cделан вывод в пользу нетепловой
гиросинхротронной природы миллиметрового излучения. С помощью методов
плазменной диагностики оцениваются напряженность магнитного поля,
показатель спектра и количество ускоренных электронов в области
энерговыделения, а также температура и мера эмиссии корональной плазмы.
Получено, что большая доля энергии вспышки приходится не на ускоренные,
а на тепловые частицы. Особенности миллиметрового и рентгеновского
излучения интерпретируются в рамках модели коронального пробкотрона.
В случае кулоновской питч--угловой диффузии электронов в конус потерь
найдено соотношение между спектральными потоками жеского рентгеновского
излучения в корональной части петли и ее основаниях. Приводятся аргументы,
свидетельствующие о доминирующем влиянии электромагнитной турбулентности
на динамику ускоренных электронов в корональных арках.
*******************************************************************************
Ю.Е.Чариков, Вариации рентгеновского излучения в
П.Б.Дмитриев, солнечном цикле и проблемы нагрева короны
К.Мурсула
Проводится анализ изменений интенсивности мягкого рентгеновского излучения
Солнца во время цикла активности. Привлекаются патрульные измерения
со спутников GOES, КОРОНАС, YOHKOH, TRACE и SOHO. Показано, что усредненные
вариации рентгеновского излучения на шкале одного цикла достигают
10 -- 100 раз.Такие изменения связаны с изменениями температуры короны
Солнца. Причем температура короны должна изменяться от 1.5 МК до примерно
10 МК. Нестационарный нагрев короны происходит в различного рода
структурах,подобных отдельным петлям, рентгеновским точкам и в системах
петель. Корональные выбросы плазмы и особенно корональные джеты
свидетельствуют о нестационарном процессе энерговыделения на различных
стадиях солнечной активности. В работе обсуждаются различные механизмы
нестационарного нагрева локальных корональных структур -- нагрев МГД
волнами, джоулев нагрев при разрыве токовых слоев, локальный нагрев в ярких
рентгеновских точках.
*******************************************************************************
Г.П.Чернов, Сравнительный анализ зебра-структуры в
П.Злобец диапазоне 30-3000 МГц
Несколько крупных радиовсплесков IV типа с тонкой структурой в виде полос
в излучении и поглощении (зебра-структура и волокна с промежуточным дрейфом
частоты) наблюдались одновременно на нескольких радиоспектрографах
(ARTEMIS, 100-500 МГц, ИЗМИРАН, 25-270 МГц, PHOENIX-2, 220-549 МГц, Нансэ,
20-70 МГц, Tremsdorf, 40-800 МГц, Пекинская АО, 2,6- 3,8 ГГц), а также
на радиогелиографе Нансэ и поляриметре в Триесте на частотах 237, 327 и 408
МГц. Для общего анализа явлений использовались все доступные оптические
данные, включая изображения в УФ линиях со спутников SOHO и TRACE и
в мягком рентгеновском излучении Yohkoh/SXT. Проведен сравнительный анализ
зебра-структуры в широком диапазоне частот от 30 до 3000 МГц. Относительная
величина частотного расщепления между полосами зебры растет с частотой
от 0,0036 на 32 МГц до 0,033 на 2800 МГц. Относительная ширина полосы
частот, занимаемой зебра-структурой на динамическом спектре, уменьшается
с частотой от 0,88 до 0,16. Показано, что она определяется размерами
в короне активных послевспышечных магнитных петель, в которых развиваются
неустойчивости высокочастотных и низкочастотных плазменных волн. Рождение
каждой петли совпадает с дополнительным всплеском радиоизлучения с тонкой
структурой. Ни в одном явлении зебра-структура не наблюдалась одновременно
на всех частотах от 30 до 3000 МГц. Основные параметры полос зебры
и волокон совпадают. В явлении 1999 07 28 периодически осциллирующие
по частоте полосы зебры непрерывно переходили в волокна и обратно, что
свидетельствует о едином механизме возбуждения обеих структур. В трех
явлениях удалось определить тип волны: сильная поляризация соответствовала
обыкновенной моде.
*******************************************************************************
Г.П.Чернов, Анализ зебра-структуры в микроволновом
Л.В.Яснов, диапазоне (2,6 - 7,6 ГГц)
У.Х.Ян,
К.Ж.Фу
Обнаружена тонкая структура радиоизлучения в виде полос в излучении
и поглощении типа зебры и волокон в микроволновом диапазоне (2,6--7,6 ГГц),
ранее хорошо известная только в метровом и дециметровом диапазоне. Высокое
частотно-временное разрешение спектрометра Пекинской Астрономической
обсерватории (10 МГц и 8 мс) впервые позволило проанализировать 19 случаев
зебры и волокон в 4 явлениях. Основные спектральные параметры полос зебры
и волокон совпадают, поляризация радиоизлучения соответствует обыкновенной
моде, поэтому оба вида структуры обсуждаются в модели слияния плазменных
волн с вистлерами в различных условиях возбуждения вистлеров. Рассчитаны
инкременты возбуждения вистлеров вблизи горячей вспышечной области, что
позволило определить напряженность магнитного поля для высот микроволнового
излучения:
В = 125--190 Г в областях с концентрацией n = (8-18) * 10^{10} см^{-3} и
В = 520--610 Г для n = (35-60) * 10^{10} см^{-3}.
*******************************************************************************
А.Д.Чертков Индукционный механизм создания
солнечного ветра
Предложен простой, естественный и эффективный механизм, создающий корону
и солнечный ветер: индукционный. Механизм имеет два ключевых момента:
1) наблюдательные данные об изменчивости магнитных полей на Солнце;
2) величина электропроводности плазмы.
Наблюдаемые ``пульсации'' полей слишком велики, чтобы быть артефактом.
Электропроводность плазмы оценена по наблюдаемым радиальным градиентам
межпланетного магнитного поля; эта оценка не зависит от теории плазмы.
Существование короны и солнечного ветра обеспечивается гигантскими
нетепловыми потоками энергии от Солнца. Они создаются электрическими
токами, обусловленными крупномасштабными магнитными и электрическими
полями, приложенными к плазме в нижней короне. Движущими силами для
солнечного ветра являются переменные во времени магнитные поля,
регистрируемые на уровне фотосферы. Постоянные магнитные поля,
гравитационное поле Солнца и излучение плазмы препятствуют движению.
Электростатические поля достаточно малы. В результате, Солнце работает как
индукционная электрическая машина.
*******************************************************************************
И.М.Черток, Крупномасштабная солнечная активность
А.А.Гнездилов, и радиовсплеск II типа в событии
Р.В.Горгуца, 18 декабря 2000 г.
В.В.Гречнев,
А.К.Маркеев,
В.М.Ньюперт,
С.Планкетт,
Д.Е.Соболев,
В.В.Фомичев
Отчетливый радиовсплеск II типа с расщеплением, гармониками и елочной
структурой зарегистрирован 18 декабря 2000 г., в 11:09--11:24 UT при помощи
цифрового спектрографа ИЗМИРАН в диапазоне 25--270 МГц. Всплеск был связан
с активностью в центре диска, в окрестности AR 9269. Комплексный анализ
этого события с использованием наблюдений УФ телескопа EIT и коронографа
LASCO на борту SOHO, а также рентгеновских гелиограмм Yohkoh/SXT и Н-альфа
данных обсерватории Канзелхохе обнаружил такие крупномасштабные
сопровождающие явления, как динамика волокон, корональная волна,
разнообразные димминги, корональный выброс массы (КВМ) типа гало,
постэруптивная аркада и т.д. Помимо двойного стационарного димминга,
наблюдались также транзиентные уярчения и димминги, распространявшиеся
сильно анизотропно, вдоль нескольких узких крупномасштабных каналов.
Скорость корональной волны и канализированных транзиентов составляла
140--300 км/с. Скорость же ударной волны, оцененная по всплеску II типа,
была 1100 км/с. Такое соотношение между скоростями ударной волны
и приповерхностных УФ транзиентов, по-видимому, типично для эруптивных
событий.
Скорость в картинной плоскости наиболее развитой северной части КВМ
составила 345 км/с. Аргументируется, что описанные транзиентные явления
тесно связаны с эволюцией и сильными возмущениями крупномасштабных
магнитных структур, вовлеченных в процесс КВМ, а канализированный характер
транзиентов отражает сложность глобальной солнечной магнитосферы на фазе
максимума цикла солнечной активности.
*******************************************************************************
С.Н.Чорногор, Поле лучевых скоростей в низкотемпературных
К.В.Аликаева слоях вспышечной атмосферы
На основе спектральных наблюдений, выполненных на п. Терскол, определены
лучевые скорости в различных частях вспышечной Н-альфа петли. Для изучения
поля скоростей во вспышке использованы хромосферная линия Н-альфа и
фраунгоферовы линии, формирующиеся на разных уровнях фотосферы. На основе
полученных свойств поля лучевых скоростей сделан вывод в пользу моделей
магнитного пересоединения. При исследовании поля лучевых скоростей также
было определено, что знак асимметрии фраунгоферовых линий не является
однозначным показателем направления движения вещества, а зависит от знака
градиента скорости с высотой.
*******************************************************************************
К.И.Чурюмов, Форма, детальная структура и динамика
В.И.Иванчук солнечной короны 11 августа 1999 г.
Изучены форма и детальная структура солнечной короны на основании снимков,
полученных в Румынии, Болгарии и Иране. Кроме существенной N/S-асимметрии
корона 11.09.99 обладает и заметной E/W ассиметрией. Восточное полушарие
ее более активное чем западное . Это определяется, в частности тем, что
лучевая структура на E-лимбе больше отклоняется к полюсам по сравнению
со структурой W-лимба, которая больше "прижата" к экватору. В этом
отношении интересной ее особенностью является существование довольно
яркого, слегка изогнутого, двойного тонкого луча на NE лимбе (поз. угол
около 50^\circ). Он находится над конденсацией, вблизи своеобразного центра
"отталкивания" потоковых и шлемовидных лучей и крыльев E-лимба. Нами было
предположено, что NE-яркий изогнутый луч является последствием более
раннего транзиентного выброса вещества, приведшего к общему возмущению
NE-квадранта короны, т.е. является своеобразным послевестником выброшенного
из этой области коронального транзиента. Детальный просмотр снимков короны,
полученных 10-11 августа 1999 г. на коронографе LASCO SOHO, показал, что
перед началом затмения в этой области действительно наблюдался транзиент.
На NW-лимбе нами обнаружены предвестники развития транзиента во время
затмения. Обсуждаются параметры транзиента.
*******************************************************************************
О.А.Шейнер, Узкополосное излучение в солнечных
В.М.Фридман микроволновых всплесках
Приведены результаты анализа многолетних наблюдений радиоизлучения Солнца
на РТ--22 КрАО, которые проводились в разных спектральных диапазонах (8--12
и 13--17 ГГц) со спектральным разрешением 100 МГц и последовательным
временным разрешением 10 миллисекунд. С использованием специально созданной
программы просмотра и первичной обработки данных о микроволновых всплесках
получены следующие основные результаты:
а) установлен двухкомпонентный состав излучения, свидетельствующий
о действии различных механизмов излучения на импульсной стадии всплесков;
б) по независимым наблюдениям на 8--12 и 13--17 ГГц обнаружена
узкополосная компонента излучения с полосой около 1.5-2 ГГц и скоростью
дрейфа около 1 ГГц/сек, являющаяся свидетельством реализации плазменного
механизма излучения;
в) обнаружены в диапазоне 13--17 Ггц более широкополосные спектральные
компоненты во всплесках (в пределах полосы спектрографа) с более медленной
скоростью дрейфа по частоте;
г) выявлено существование волновых движений во вспышечных петлях на стадии
микроволнового предвестника всплеска с характерным временем 9 сек.
и движением сверху-вниз в атмосфере Солнца.
При анализе данных об узкополосных компонентах излучения на основе
гипотезы о распространении тепловых фронтов первичного энерговыделения
во вспышечных петлях и сравнении данных, полученных в разных спектральных
диапазонах показана возможность диагностики ряда физических параметров
областей первичного энерговыделения. В частности, получены оценки
градиента электронной концентрации поперек вспышечной петли при измерениях
в обоих диапазонах, установлено снижение среднего размера области
плазменной турбулентности, ответственной за излучение узкополосной
компоненты --- с 8 до 6 угловых секунд при сохранении характерного
размера изменения электронной концентрации вдоль вспышечной петли,
около 6000 км.
*******************************************************************************
С.А.Язев Долготный фактор и крупные
солнечные вспышки
Исследованию подверглось пространственно-временное распределение
на поверхности Солнца мощных протонных вспышек в 21 и 22 циклах. Вспышки
наносились на карты в кэррингтоновой системе координат либо к востоку, либо
к западу от предыдущей вспышки (значение долготы уменьшалось либо
увеличивалось на 360 градусов) так, чтобы удаление вспышки от предыдущей
было минимальным. Показано, что при таком рассмотрении распределение может
быть представлено в виде смещающейся по долготе зоны с повышенной
вероятностью возникновения вспышек. Положение центра зоны линейно зависит
от номера оборота. В пределах зоны распределение вспышек близко
к нормальному, в зоне шириной 160 градусов наблюдается 70% всех вспышек.
Скорость смещения зоны -- 8-9 градусов за оборот. В 21 цикле наблюдалось
западное смещение, в 22 -- восточное. Закономерность может использоваться
в прогностических целях. Кратко обсуждаются возможные механизмы эффекта.
*******************************************************************************
С.А.Язев, Четырехленточные вспышки: наблюдения и
В.М.Григорьев, модель
В.М.Мишин,
В.И.Сидоров,
С.С.Адельханов,
А.Н.Бородин
Проанализирована структура вспышечных петель и ярких вспышечных лент
в крупных солнечных вспышках 13 и 16.05.1981, 28.09.1998, 2.04.2001 гг.
Показано, что в указанных вспышках присутствовали системы вспышечных
петель, развивавшихся на разной высоте, оси этих систем располагались под
значительными углами друг к другу. Яркие основания петель формировали при
этом "четырехленточную" картину вспышки. Рассмотрена гипотеза о роли
поднимающегося волокна, осевое поле которого может создавать основу для
"верхней" системы петель. Основания этой системы образуют вторую пару лент.
Обсуждается соответствие предложенной картины существующим моделям
солнечных вспышек.
*******************************************************************************
С.А.Язев, Наблюдения хромосферных
А.Н.Синкевич, проявлений трансэкваториальных
В.И.Сидоров, вспышечных возмущений
С.С.Адельханов
На основе изображений полного диска Солнца, полученных на хромосферном
телескопе Байкальской астрофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН, подверглись
изучению узелки усиленной хромосферной сетки в свете линии Н-альфа во время
крупной солнечной вспышки 16.05.1981. Показано, что во время вспышки
яркость поля узелков, расположенных на расстояниях до 300 тыс. км к югу
(через экватор) от вспышки, изменялась. Контраст вырос во время максимума
вспышки, затем уменьшился до обычных значений. В красном крыле линии
во время уярчения узелков наблюдались структуры в поглощении. Последние
интерпретируются, как проявления массы вещества, выброшенного во время
вспышки и двигавшегося вдоль трансэкваториальных корональных петель
магнитного поля. Падение вещества на хромосферу вызвало временные уярчения
находившихся здесь узелков. Делается вывод о большом радиусе зоны
вспышечных возмущений, существенно превышающей размеры активной области.
Общая площадь возмущенной зоны оценена в 45 квадратных градусов.
*******************************************************************************
Л.В.Яснов, Исследование длительного нетеплового
В.М.Богод, излучения активной области на Солнце
Q.Fu,
Y.Yan
Основываясь на спектральных наблюдениях активной области NOAA 8545,
выполненных на радиотелескопе РАТАН-600 и спектрографе Пекинской
астрономической обсерватории, мы описываем процессы, ответственные за ее
длительное нетепловое радиоизлучение и за узкополосные, не дрейфующие
всплески, возникшие в этой же активной области в этот же период времени.
Длительное нетепловое излучение активной области состоит из двух компонент:
микровспышки с потоками около 0.001 с.е.п. и длительностью около 1-2 сек.
и континуальной составляющей, имеющей растущий спектр потоков с длиной
волны в диапазоне 1000-2000 МГц. Энергичные электроны постоянно существуют
в активной в течении более чем 2.2 часа. Характеристики и природа
микровспышек обсуждалась нами ранее. Здесь мы рассматриваем природу
континуальной составляющей. Показано, что ее характеристики могут быть
получены в модели с конусной неустойчивостью энергичных электронов
и соответствующей генерацией плазменных волн на верхней гибридной частоте.
В этой же активной области наблюдались узкополосные всплески с нулевым
частотно-временным дрейфом. Было рассмотрено две модели таких всплесков -
с возбуждением слабых ударных волн поперек магнитного поля и излучением
электромагнитных волн в условиях двойного плазменного резонанса, когда
совпадают верхнегибридная частота с гармоникой гирочастоты. Одновременные
наблюдения на разных инструментах позволили установить наиболее
предпочтительную модель всплеска. Параметры источника континуального
излучения наиболее близки для последней модели всплесков. При этом
мы получили напряженность магнитного поля H=120-126 Гс для областей, где
электронная плотность фоновой плазмы n_е=1.4-1.9*10^9 cm^{-3}, H=180-190
Гс для областей, где n_e=3.0-4.3*10^9 cm^{-3}, H=290 Гс для областей, где
nе=2.5*10^{10} cm^{-3}, Н=350 Гс для областей, где nе=2.5*10^{10} cm^{-3}.
В области всплеска генерируются электроны со скоростями около 0.1-0.14
скорости света.
Работа поддерживалась грантом РФФИ 99-02-16403а и программой "Интеграция"
проект 326.52.
*******************************************************************************