1

Результаты исследований по физике Солнца 2012 г, секция «Солнце»

Важнейшие результаты научных исследований, полученные в Главной (Пулковской)

астрономической обсерватории Российской Академии наук в 2012 г.

1. Методы компьютерной диагностики динамики магнитного поля АО на основе морфологических функционалов.

Разработаны и реализованы алгоритмы компьютерной диагностики предвспышечной динамики магнитного поля АО, основанные на оценке функционалов Минковского по MDI/HMI магнитограммам. Показано, что данный подход позволяет эффективно отследить изменение магнитной сложности, предваряющее сильные вспышки или сопутствующее им. ГАО РАН – Макаренко Н.Г. Князева И.С.

UАннотация: Основой диагностики служат морфологические функционалы (функционалы Минковского), которые

оцениваются на множествах выбросов наблюдаемого поля выше заданного уровня. Такие выбросы для магнитограмм представлены черно-белыми кластерами, состоящими из конечного объединения пикселей. Мы используем следующие два функционала, которые, имеют простой геометрический и физический смысл. Суммарный периметр кластеров измеряет компоненту полной вариации поля для выбранного уровня, и характеристика Эйлера, которая подсчитывает число компонент связности для уровня. Она равна числу максимумов и минимумов поля за вычетом числа седел. Дополнительным дескриптором служит индекс топологической несвязности - число пикселей, с напряженностью поля, неразличимой с точностью до заданного порога. Такая величина удобна при мониторинге для обнаружения пикселей, связанных с новым всплывающим потоком.

Численные оценки, полученные на выборке из 14 вспышечных АО, показали, что функционалы позволяют отследить изменение магнитной сложности, предваряющее или сопутствующее сильным вспышкам.

Сравнение вариаций функционалов во времени с вспышечной эволюцией АО позволило выделить несколько типичных сценариев. Один из них показан на Рис.1а, где Эйлерова характеристика по всем уровням (показаны лишь некоторые из них) демонстрирует резкую депрессию, после которой следует серия вспышек.

2

02.06.2003 05.06.2003 08.06.2003 11.06.2003-200

0

200

400

600

800

1000

1200

1400

1600

1800

AR 10375

Disconnected comp.Flares

-20

0

20

40

60

80

100

120

140

160

180

Рис.1а Рис.1б

На Рис. 1б приведен, в качестве примера, график эволюции индекса несвязности для АО 10375. Столбиками справа на рисунке обозначена вспышечная продуктивность АО. Хорошо заметно персистентное увеличение числа различимых пикселей, которое предваряет рост вспышечной продуктивности. UРезультаты подхода опубликованы в цикле из 4-х статей: 1. Н.Г. Макаренко, И.С. Князева, Л.М. Каримова. Топология магнитных областей по MDI данным:

активные области// Письма в Астрономический журнал, 2012, том 38, 7, с.597-608 2. N.G. Makarenko, L.M. Karimova, B.V. Kozelov, M.M. Novak. HTUMultifractal analysis based on the Choquet

capacity: Application to solar magnetogramsUTH// Physica A: Statistical Mechanics and its Applications, 2012. Vol. 391, 18, P.4290-4301

3. И. С. Князева, Н. Г. Макаренко, М. А. Лившиц . Выявление всплытия нового магнитного поля из топологии SOHO/MDI магнитограмм. // Астрон. ж. 2011,Т. 88, 5, С. 503–5121

4. И. С. Князева, Н. Г. Макаренко, Л. М. Каримова Топология магнитных полей по MDI данным: фоновое поле.// Астрон. ж. 2010,Т. 87, 8, С. 812–821

2. Длительные изменения магнитных полей пятен. Показано, что средние магнитные поля крупных пятен демонстрируют, главным образом, 11-летние циклические изменения, а мелких – имеют тенденцию к более длительным вариациям, что позволяет интерпретировать т.н. «эффект Ливингстона-Пенна» длительного уменьшения средних напряженностей магнитных полей пятен в последние 15 лет как феномен увеличения относительной доли мелких пятен в активности. Это обстоятельство с одной стороны свидетельствует о возможном наступлении в ближайшее десятилетие глубокого минимума солнечной активности, а с другой – о действии на Солнце двух различных динамо-механизмов, отвечающих за формирование крупных и мелких пятен соответственно. – ГАО, ИЗМИРАН, NSO (США), ИКИТ (Болгария). ГАО РАН – Ю.А.Наговицын, А.Г.Тлатов, А.Л.Рыбак. UПубликации:

1. Pevtsov A.A., Nagovitsyn Y.A., Tlatov A.G., and Rybak A.L., Long-term trends in sunspot magnetic fields.// Astrophysical Journal Letters, 742:L36 , 2011.

2. Nagovitsyn, Yury A.; Pevtsov, Alexei A.; Livingston, William C. On a Possible Explanation of the Long-term Decrease in Sunspot Field Strength // The Astrophysical Journal Letters, Volume 758: L20, 5 pp. (2012).

3. Pevtsov Alexei A., Bertello Luca, Tlatov Andrey G., Kilcik Ali, Nagovitsyn Yury A., Cliver Edward W. Cyclic and Long-term Variation of Sunspot Magnetic Fields // Solar Physics (accepted).

4. Bludova N.G.. Obridko V.N.. Badalyan O.G. The umbra-to-penumbra area ratio as an index of cyclic variation of solar activity // Solar Physics (submitted)

5. Obridko, V. N.; Nagovitsyn, Yu. A.; Georgieva, Katya The Unusual Sunspot Minimum: Challenge to the Solar Dynamo Theory. In: The Sun: New Challenges; Obridko, V. N.; Georgieva, K. & Nagovitsyn, Y. A. (eds) – Astrophysics and Space Science Proceedings, Volume 30, ISBN 978-3-642-29416-7. Springer-Verlag Berlin Heidelberg p.1, 2012.

6. Georgieva, K., Space Weather and Space Climate—What the look from the Earth tells Us about the Sun, The Environments of the Sun and the Stars, Lecture Notes in Physics, Volume 857. ISBN 978-3-642-30647-1. Springer-Verlag Berlin Heidelberg, 2013, p. 53

3

7. Киров Б., Обридко В.Н., Георгиева К., Непомнящая Е.В., Шельтинг Б.Д. Вековые вариации магнитного поля Солнца и геомагнитной активности // Труды конференции «Солнечная и солнечно-земная физика-2012», СПб, Пулково, с. 447-452, 2012.

8. Georgieva K., Kirov B., Nagovitsyn Yu.A. Long-term variations of solar magnetic fields from geomagnetic data // Труды конференции «Солнечная и солнечно-земная физика-2012», СПб, Пулково, с. 431-436, 2012.

UРезультаты докладывались на конференциях:

1. JENAM-2011, 4-8 июля 2011, Санкт-Петербург, 2. TV Central European TTSolarTT Physics Meeting. 9-12 октября 2011,T TБайриш-Кëлсдорф, Австрия,T 3. Nordforsk/TOSCA Workshop on complexities and climate, 27-30 марта 2012, Тромсë, Норвегия 4. Второе рабочее совещание по солнечным пятнам (“Second sunspot workshop”), 16 по 29 мая 2012 г.

Брюссель, Бельгия, 5. 11-й Съезд АстрО, 28.05-1.06 2012, Москва, 6. Fourth Workshop "Solar influences on the magnetosphere, ionosphere and atmosphere", 4-8 июня 2012,

Созополь, Болгария 7. 16 Пулковская ежегодная конференция по физике Солнца, СПб, Пулково, 24-28 сентября 2012. 8. Solar and heliospheric influences on the geospace, Бухарест, Румыния, 1-5 октября 2012

3. Реконструкция и свойства отдельных солнечных пятен и групп в период 1853-1879 гг.

Выполнена оцифровка каталогов зарисовок солнечных пятен Р. Кэррингтона 1853-1861 и Г. Шперера 1861-1879. Всего нами было выделено в каталоге Кэррингтона 9831 пятен и 4946 ядер пятен на ежедневных зарисовках, а на синоптических картах 3762 пятен и 1730 ядер солнечных пятен. Это позволило нам реконструировать характеристики 3069 групп солнечных пятен за период с 9.11. 1853 по 1.4.1861. В каталогах Шперера в период 1861-1879 было выделено 12402 пятен и около 5000 ядер солнечных пятен.

Оцифрованные данные позволили определить координаты, площади, взаимное расположение и другие геометрические параметры отдельных солнечных пятен, ядер и групп солнечных пятен. Эти данные дают возможность детально исследовать тонкую структуру конца 9-го и 10-го и 11-го циклов активности. Создана электронная база данных выделенных структур. ГАО РАН – А.Г.Тлатов, В.В.Васильева, Д.Х.Лепшоков

UПубликации: Лепшоков Д. Х., Тлатов А. Г., Васильева В.В. Реконструкция характеристик солнечных пятен за период 1853-1879 гг. Geomagnetism and Aeronomy, 2012, Vol. 52, No. 7, pp. 843–848, 2012

Рис. 1. Индекс площади солнечных пятен в период 1853-1879 гг. по данным каталогов Р. Кэррингтона и Г. Шперера. Внизу индекс солнечных пятен Ri.

4

4. Корональная сейсмология: Колебания и волны в звёздных коронах. Фундаментальной структурой вспышечно-активных областей Солнца и звёзд являются корональные магнитные арки. Успехи физики корональных арок связаны с корональной сейсмологией – новой быстро развивающейся областью астрофизики, в которой арки представляются как резонаторы для магнитогидродинамических (МГД) колебаний и волн и как эквивалентные электрические (RLC) контуры. Проведена диагностика физических параметров вспышек на Солнце и красных карликах: температуры, плотности плазмы, величин электрического тока и магнитного поля. Предложена модель «звенящего хвоста» вспышек магнитаров, основанная на представлении корон нейтронных звёзд в виде системы корональных арок. Найдено, что на послеимпульсной фазе вспышек величина магнитного поля в коронах магнитаров не превышает 10P

13P Гс.

ГАО РАН - А.В.Степанов, В.М.Мельников, В.М. Накаряков, Ю.Г.Копылова, Е.Г.Куприянова, ИПФАН - В.В.Зайцев, К.Г.Кислякова, КрАО - Ю.Т.Цап. UПубликации: 1. A.V.Stepanov, V.V.Zaitsev, V.M.Nakariakov. Coronal Seismology. Waves and Oscillations in Stellar Coronae

// Monograph, Wiley-VCH Verlag GmBH&Co. KGaA 221p. (2012) 2. Степанов А.В., Зайцев В.В., Накаряков В.М., Корональная сейсмология // УФН, 182, 9, с.999-1005

(2012). 3. Stepanov A.V., Zaitsev V.V., Electric current diagnostics in the magnetosphere of neutron stars //in Neutron

Stars and Pulsars: Challenges and Opportunities after 80 years (J. van Leeuwen, ed.) Proc. IAU Symposium No. 291, 2012 (in press).

4. E.G. Kupriyanova, V.F. Melnikov, K. Shibasaki, Spatially resolved microwave observations of multiple periodicities in a flaring loop// Solar Physics, 2012, (DOI: 10.1007/s11207-012-0141-3)

5. А.В.Степанов, В.В.Зайцев, Э.ВалтаойяP

.P О природе высокочастотных пульсаций магнитаров с большой

добротностью// Письма в Астрон. журн, 37, с.303-308, (2011) 6. Цап Ю.Т., Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Жиляев Б.Е. Диагностика вспышки EQ Peg по пульсациям

оптического излучения// Письма в Астрон. журн. 37, с.53-58 (2011)

5. Долгопериодические колебания солнечных пятен На материале Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) исследуются долгопериодические колебания магнитного поля в солнечных пятнах, имеющие на самой низкой моде периоды от 10-12 до 30-32 часов, в зависимости от напряженности магнитного поля. Показано, что в биполярных группах, такие колебания возбуждаются синхронно в головном и в хвостовом пятне группы. В то же время, долгопериодические колебания поля пятен, находящихся в разных активных областях, показывают полное отсутствие корреляций, т.е. пространственно разделенные пятна колеблются независимо. Это снимает вопрос об аппаратной природе обсуждаемых колебаний (при наличии артефакта колебания всех пятен на видимой полусфере Солнца были бы синхронны). Выявлена высокая степень коррелированности долгопериодических колебаний магнитного поля в отдельных точках внутри тени солнечного пятна: тень пятна участвует в долгопериодическом колебательном процессе как достаточно целостное физическое образование в соответствии с теоретической моделью мелкого солнечного пятна. ГАО РАН - Соловьев А.А., Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Киричек Е.А., Смирнова В.В.

5

Рис. Слева: магнитограмма участка солнечной поверхности (исследуемое пятно находится в его правой части) и в большем масштабе - магнитограмма самого пятна с нанесенными на нее изогауссианами. Справа: временные вариации магнитного поля в точках, выделенных на магнитограмме пятна на различных расстояниях от центра в вертикальном (справа вверху) и горизонтальном (справа внизу) направлениях. Отчетливо видна синхронность колебаний практически по всей площади тени.

UПубликации по данной теме в рецензируемых изданиях в 2007-2011 гг: 1. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А. «Исследование долгопериодических колебаний

лучевых скоростей в пятне и вблизи солнечного пятна на разных уровнях фотосферы». Астрономический журнал. (2007) Том 83, 5. С. 450-460.

2. Соловьев А.А., Киричек Е.А. «Солнечное пятно как уединенная магнитная структура: устойчивость и колебания» Астрофизический Бюллетень (2008) т.63, 2, СС.180-192.

3. Кшевецкий C.П., Соловьев А.А. «Внутренние гравитационные волны над колеблющимся солнечным пятном». Астрономический журнал. (2008) Т. 85. Вып. 9. СС.857-864.

4. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А. «Метод прямого измерения доплеровских смещений и эффекта Зеемана по оптическим цифровым спектрограммам Солнца и долгопериодические колебания солнечных пятен». Оптич. журнал, 2008,Т.75, 3, СС. 9-17.

5. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д, Соловьев А.А. Особенности высотного распределения мощности коротко- и долгопериодических колебаний в солнечном пятне и в окружающих магнитных элементах» Космические исследования, 2009, том 47, 4, СС. 311-319.

6. Соловьев А.А., Киричек Е.А. Подфотосферная структура солнечного пятна. Астрономический журнал. 2009, том. 86, 7. СС. 727-736.

7. Parfinenko L.D., Efremov V.I., Solov’ev A.A. "Investigation of long-period oscillations of sunspots with ground-based (Pulkovo) and SOHO/ MDI data" Solar Phys (2010) v. 267. 2, 279-293.

UПубликации по теме в 2012 году (только рецензируемые издания):

1. Parfinenko L,D., Efremov V.I., Solov’ev A.A. Synchronism of long-period oscillations in sunspots. Geomagnetism and Aeronomy, v. 52, 8. Pp.1055-1061 (2012).

2. Парфиненко Л. Д., Ефремов В. И., Соловьев А.А. Колебания солнечных пятен по магнитограммам SOHO/MDI. Космические исследования. т. 50, 1. С. 47-58 (2012)

3. E. Benevolenskaya E., V. Efremov, L. Parfinenko, A. Solov’ev et al. “SDO in Pulkovo». Astrophysics and Space Science Proceedings 30. The Sun: new Challenges. Proc. Symp. 3, JENAM 2011 (eds. V. Obridko, K. Georgieva, Yu. Nagovitsyn). Springer. Heidelberg New York London. (2012). pp. 155-164.

4. V.I. Efremov · L.D. Parfinenko · A.A. Solov’ev· E.A. Kirichek. Long-Period Oscillations of Sunspots With SOHO/MDI Data. Solar Physics. 2012. (Accepted , 05 May 2012)

5. V. Smirnova, A. Riehokainen, A.Solov’ev, J. Kallunki, and A. Zhiltsov. Long quasi-periodic oscillations of sunspots and nearby magnetic structures, Astronomy and Astrophysics, (accepted), 2012

6. Развитие механизма динамо на Солнце и звездах. Развита динамо-модель глобальных минимумов солнечной активности. Дано теоретическое предсказание зависимости дифференциального вращения звезд от скорости вращения и поверхностной температуры. ГАО РАН, ИСЗФ СО РАН – Л.Л.Кичатинов

UПубликации:

6

1. Kitchatinov L.L., Olemskoy S.V. Solar dynamo model with diamagnetic pumping and nonlocal alpha-effect. – Solar Phys., 2012, v.276, pp.3-17.

2. Kitchatinov L.L., Olemskoy S.V. Differential rotation of main-sequence dwarfs: predicting the dependence on surface temperature and rotation rate. – MNRAS, 2012, v.423, pp.3344-3351.

3. Олемской С.В., Чудури А.Р., Кичатинов Л.Л. Флуктуации альфа-эффекта и глобальные минимумы солнечной активности. – Астрон. журнал (в печати).

4. Kitchatinov L.L. Theory of differential rotation and meridional flow. - Proceedings of the IAU Symposium 294 “Solar and Astrophysical Dynamos and Magnetic Activity” (in press).

7. Циклическая эволюция двух составляющих крупномасштабного магнитного поля Солнца.

Благодаря применению разработанных нами методов исследования впервые было проведено непосредственное разделение наблюдаемого фотосферного магнитного поля (м.п.) на две составляющие — с открытыми (глобальное м.п.) и замкнутыми (ЗМП) конфигурациями силовых линий. ГАО РАН - Р.Н.Ихсанов, В.Г.Иванов

UАннотация: Это позволило впервые построить широтно- и долготно-временные панорамные диаграммы хода

эволюции и изучить структуру крупномасштабных м.п. (КМП), а в случае ЗМП — и среднемасштабных образований м.п., и их изменений со временем в 11-летних циклах. Выявлен ряд новых закономерностей. Показано, что в течение 11-летнего цикла в эволюционном развитии обе составляющие проходят две существенно различающиеся фазы (I и II); глобальное поле вращается твёрдотельно, период его вращения заметно меньше кэррингтоновского и составляет примерно 27.225 суток. Особенно следует отметить, что появилась возможность непосредственно изучать взаимодействие крупно- и среднемасштабных (локальных) м.п. — основы для понимания механизма цикличности солнечной активности. Исследование эволюции ЗМП в 23-м цикле показало, что наблюдавшиеся в нём аномалии объясняются возникновением на спаде цикла дополнительной активности КМП длительностью в три года.

В течение последних 30-ти лет изучение крупномасштабного м.п. проводилось на основе лишь косвенных методов, в частности — по Hα синоптическим картам (Макинтош, Фатьянов, Макаров, Михайлуца и др.), дающим только положение нейтральных линий, т.е. знака полярности м.п. UПубликации.

1. Ikhsanov R. N., Ivanov V. G. Latitude–Time Evolution of the Large-Scale Magnetic Field in the 21st and 22nd Cycles of Solar Activity. Geomagnetism and Aeronomy, 2012, v.52, p.987-991.

2. Ихсанов Р. Н., Иванов В. Г. Циклическая эволюция глобального магнитного поля в 21-м и 22-м циклах солнечной активности. Астрон. жур., 2013, т.90, 2 (в печати).

3. Ихсанов Р. Н., Иванов В. Г. Широтно-временная эволюция крупномасштабного магнитного поля в 21-м и 22-м циклах солнечной активности. Труды всероссийской конференции "Солнечная и солнечно-земная физика — 2011", С.-Петербург, 2-8 октября 2011, 2011, с.47-50.

4. Ихсанов Р. Н., Иванов В. Г. Особенности широтно-временной эволюции магнитного поля в 23-м цикле солнечной активности. Труды всероссийской конференции "Солнечная и солнечно-земная физика — 2012", С.-Петербург, 24-28 сентября 2012, с.59-62.

8. Взаимодействие солнечных ударных волн со структурами солнечного ветра. Впервые рассмотрено лобовое взаимодействие солнечных ударных волн с магнитными облаками и магнитными дырами в потоке солнечного ветра и доказано возникновение в рассматриваемых плазменных структурах особых вторичных МГД волн. ГАО РАН – С.А.Гриб UПубликации:

1. С.А.Гриб. О внутренних МГД волнах в магнитных облаках солнечного ветра и в магнитосфере Земли. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2008». Санкт-Петербург, Пулково, ГАО РАН, 2008, с. 67-70.

7

2. S.A.Grib, E.A.Pushkar. Some features of the interplanetary shock waves interactions connected with the thermal anisotropy and 3D flow past the Earth’s bow shock. Planetary and Space Science, v.58, 14-15, 2010, pp.1850-1856.

3. S.A.Grib. Impact of solar wind tangential discontinuities on the Earth’s magnetosphere. Geomagnetism and Aeronomy, v.52, 8, 2012, pp. 1113-1116.

4. С.А.Гриб. О нелинейной связи стационарных сильных разрывов со структурами с постоянным давлением в потоке солнечного ветра. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012». СПб. Пулково, 14-18 сентября, 2012, с.437-442.

9. Природа пекулярных радиоисточников над линией раздела фотосферного магнитного поля в активной области

На основе анализа наблюдений микроволнового излучения Солнца на РАТАН-600 в 2002-2011 гг. получены новые данные о природе пекулярных радиоисточников, расположенных над линией раздела фотосферного магнитного поля (NLS) в активной области. Эти радиоисточники являются кандидатами на первичный разогрев плазмы активной области и служат фактором прогноза вспышки за 1-2 дня до вспышки. Наиболее вероятная гипотеза происхождения NLS предполагает локализацию источников в верхней части корональной арки или аркады. Излучение таких источников и слабая степень поляризации объясняются циклотронным тепловым излучением в магнитном поле.

ГАО РАН - Боровик В.Н., Григорьева И.Ю., Абрамов-Максимов В.Е., Макаренко Н.Г., Князева И.Н., САО РАН – Коржавин А.Н., Богод В.М., Кальтман Т.И. UПубликации:

1. V.N. Borovik, I.Yu. Grigor'eva, A.N. Korzhavin, Local maximum in the microwave spectrum of solar active regions as a factor in predicting powerful flares// Geomagnetism and Aeronomy, 52, No 8, pp.1032-1043 (2012)

2. I.Yu. Grigoryeva, V.N. Borovik, N.G. Makarenko, I.S. Knyazeva, I.N. Myagkova, A.V. Bogomolov, D.V. Prosovetsky, and L.M. Karimova. Variations of microwave emission and MDI topology in the Active Region NOAA 10030 before and during the power flare series // Space Sci. Proceed. 30, pp.165-177 (2012)

3. В.М.Богод, Т.И.Кальтман, Л.В. Яснов: О свойствах микроволновых источников, расположенных над нейтральной линией радиального магнитного поля // Астрофизический бюллетень, 67, 4, 441 (2012) (eng.version p.425).

4. В.М.Богод, Т.И.Кальтман, Л.В. Яснов: О свойствах микроволновых источников над нейтральной линией радиального магнитного поля// Труды XVI всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца "Солнечная и солнечно-земная физика-2012" 24-28 сентября 2012 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН, стр.179-182.

Представленные результаты утверждены на заседании Ученого совета ГАО РАН 28 ноября 2012 г. Протокол заседания Ученого совета 6 от 28.11.2012 г.

СПЕКТРОГРАФ ИЗОБРАЖЕНИЯ ПАТРУЛЬНОГО ТЕЛЕСКОПА

Середжинов Р.Т. Горная астрономическая станция ГАО РАН,

г. Кисловодск

8

THE PATROL TELESCOPE IMAGING SPECTROGRAPH

Seredzhinov R.T.

The Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Central Astronomical Observatory of the Russian Academy of Sciences at Pulkovo

The calculation technique of imaging spectrograph is described. The imaging

spectrograph allows to get aberration-free spectrum images and aberration-free solar profiles images along slit height also. The imaging spectrograph introduced into Solar Optical Patrol Telescope (SPOT) stated at Kislovodsk mountain astronomical station.

Введение Замена узкополосных ИП фильтров на спектрографы, с целью получения изображения хромосферы Солнца и спектров участков диска, возможна, когда в спектрографе учтена сходимость тангенциального и сагиттального пучков в одной точке по всей высоте щели. При такой согласованности спектрограф дает возможность получать не только качественное изображение спектра, но и неискаженное астигматизмом изображение хромосферы. В работе описан спектрограф изображения патрульного телескопа ГАС, приведена общая методика его расчета с использованием прикладных программ. Одной из самых распространенных и простых оптических схем спектрографов является схема Черни-Тернера (Czerny–Turner), в которой используются два сферических зеркала и одна дифракционная решетка. В такой схеме из-за наличия углов между оптическими элементами, неизбежно возникает астигматизм. Для регистрации спектра участка диска Солнца необходимо и достаточно установить приемник изображения в фокусе тангенциального пучка (см. рис. 1). Сагиттальный пучок отвечает за формирование изображения по высоте щели. Если высота щели спектрографа соизмерима с ее шириной, то существенной разности положения пучков не возникает. В спектрогелиографах диаметр диска Солнца много больше ширины щели, поэтому необходимо предпринять меры для обеспечения сходимости двух пучков. Самым простым решением при большой входной апертуре питающей оптики является диафрагмирование дифракционной решетки. Для компактных инструментов, таких как патрульный телескоп (СПОТ), с относительно небольшими (до 100 мм) входными зрачками необходимо другое решение. Суть этого решения состоит в подборе углов наклона зеркал, угла решетки, расстояния между компонентами и угла наклона фокальной плоскости. Применительно к схеме Черни-Тернера для оптимизации доступны следующие переменные величины: расстояние от щели до коллиматорного зеркала, угол поворота коллиматорного зеркала к падающему лучу, угол поворота дифракционной к падающему лучу, угол поворота камерного зеркала к падающему лучу, расстояние от дифракционной решетки до камерного зеркала и угол наклона фокальной плоскости.

9

Рис. 1. Разность положения тангенциального и сагиттального фокусов в спектрографе

Черни-Тернера. Как правило, угол поворота дифракционной решетки в спектрографе для одной длины волны величина постоянная. Однако при оптимизации всей схемы его учитывать необходимо. Исходя из выше сказанного, можно предложить общую методику расчета спектрографа изображения для ее использования совместно с прикладными программами типа ZEMAX, OSLO т.п.

Методика расчета спектрографа изображения

1. Задать схему спектрографа, исходя из фокусных расстояний зеркал и требуемого спектрального разрешения.

2. Установить угол поворота решетки, исходя из заданной длины волны и рабочего порядка решетки.

3. Установить угол наклона коллиматорного зеркала. Этот угол обеспечивает «удаление» дифракционной решетки от входной щели и выбирается исходя из конструктивных особенностей инструмента.

4. Задать переменные: расстояние от щели до коллиматорного зеркала, угол поворота камерного зеркала, угол поворота решетки, угол наклона фокальной плоскости.

5. Задать критерий оптимизации. В большинстве случаев – это размер кружка рассеяния.

6. Выполнить оптимизацию. После оптимизации по указанным в пункте 4 переменным получим результат, показанный на рис. 2. и рис. 3.

10

Рис. 2. Конечные кружки рассеяния и их размеры по всей длине щели.

Если спектрограф изображения предполагается использовать для разных длин волн, то оптимизация схемы должна выполняться для той длины волны, при которой угол падения луча на решетку будет максимальным – наихудший случай. Для остальных длин волн вблизи фокальной плоскости вводится положительная цилиндрическая линза или оптический клин с наклоном. Допускается ввести наклонную цилиндрическую линзу или клин в схему и для одной длины волны, если оптимизация по указанным выше параметрам не дает удовлетворительных результатов.

11

Рис. 3. Сходимость тангенциального и сагиттального пучков (вверху), концентрация

энергии в зависимости от радиуса кружка рассеяния (внизу). Работа выполнена при поддержке гранта Президента РФ НШ-1625.2012.2.

Литература

1. Kye-Sung Lee, Kevin P. Thompson, Jannick P. Rolland «Broadband astigmatism-corrected Czerny–Turner spectrometer» 25 October 2010 / Vol. 18, No. 22 / OPTICS EXPRESS.

2. Dane R. Austin, Tobias Witting, Ian A. Walmsley «Broadband astigmatism-free Czerny–Turner imaging spectrometer using spherical mirrors» APPLIED OPTICS / Vol. 48, No. 19 / 1 July 2009.

3. Qingsheng Xue, «Astigmatism-corrected Czerny-Turner imaging spectrometer for broadband spectral simultaneinty». APPLIED OPTICS / Vol. 50, No. 10 / 1 April 2011.

12

СОЛНЕЧНЫЙ ПАТРУЛЬНЫЙ ФОТОСФЕРНО-ХРОМОСФРЕНЫЙ ТЕЛЕСКОП

Середжинов Р.Т.

Горная астрономическая станция ГАО РАН, г. Кисловодск

THE SOLAR PATROL PHOTOSPHERE-CHROMOSPHERIC

TELESCOPE

Seredzhinov R.T. The Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Central Astronomical Observatory of the

Russian Academy of Sciences at Pulkovo

The main idea of the Solar Patrol Photosphere-Chromospheric Telescope is described. As general unit the imaging spectrograph is used. Basic functions for automatic mode are produced.

Введение

Изучение солнечных процессов в динамике с одновременным сохранением классических рядов для хромосферных линий CaK, H-a и белого света требует переоснащения солнечных станций новыми видами патрульных телескопов. Такие телескопы должны сочетать в себе простоту технического обслуживания, компактность, малый вес и наличие максимального уровня автоматизации. В статье представлено одно из возможных решений поставленной задачи с использованием спектрографа изображения. Описаны функции выполняемые телескопом в автоматическом режиме. Созданный во второй половине 20 века фотосферно-хромосферный телескоп АФР-2 на монтировке АПШ-5 предназначался для проведения ежедневной однократной съемки Солнца в белом свете и линии H-α на фотопластинку и фотопленку. Продолжение классических наземных рядов для хромосферных линий CaK, H- α и белого света с возможностью изучения динамических процессов и получения калиброванных изображений требует создания нового автоматизированного инструмента. На кисловодской горной астрономической станции в настоящее время запущен в эксплуатацию солнечный патрульный хромосферный телескоп, снимающий Солнце в линии CaK. Основу инструмента составляет спектрограф изображения, который дает свободное от аберраций изображение спектра. Благодаря простоте сборки и юстировки спектрограф изображения был использован и в описываемом инструменте для получения изображений Солнца в линии H-α. Оптическая схема телескопа показана на рис. 1. Цифрами обозначены следующие основные элементы и позиции:

13

Рис. 1. Оптическая схема фотосферно-хромосферного телескопа.

1. Место установки CCD-камеры для регистрации спектра. 2. Дифракционная решётка. 3. Камерное зеркало. 4. Коллиматорное зеркало. 5. Главный объектив. 6. Плоские диагональные зеркала. 7. Место установки входной щели спектрографа. 8. Оптические клинья. 9. Место установки сенсора фотогида. 10. Место установки CCD-камеры для съемки полного диска фотосферы.

Плоские зеркала 6, разворачивающие главный пучок на 180 градусов, выполняют еще и функцию системы сканирования диска Солнца по входной щели 7. Система оптических клиньев 8 позволяет расщепить отраженный главный пучок на два пучка - для установки CCD-камеры 10 и для установки сенсора фотогида 9 - при этом обеспечивая безаберрационное прохождение света до щели 7. Назначение остальных элементов и позиций понятно из рисунка.

Функции телескопа выполняемые в автоматическом режиме Процесс получения изображений Солнца на патрульном телескопе требует максимально полной автоматизации его узлов. Ниже представлен список функций телескопа:

• диагностика работы основных узлов автоматики перед включением телескопа; • съемка темнового кадра; • автоматическое наведение телескопа на Солнце; • захват диска фотогидирующим устройством; • начало съемки полного Солнца по программе: фотосфера и хромосфера, фотосфера

или хромосфера; • удерживание на активной области с регистрацией малого участка диска; • сборка изображений хромосферы из изображений спектра;

3

4

5

9

6

2 1

7

8

10

14

• калибровка изображений хромосферы; • вычисление суточной параллели для разворота изображений на P угол; • сжатие полученных данных; • завершение работы телескопа с разворотом трубы на стартовую позицию и

закрытием купола. Работа выполнена при поддержке гранта Президента РФ НШ-1625.2012.2.

Основное научное достижение, полученное при работе в 2012 году в.н.с., д.ф.-м.н.

С.А.Грибом и представляемое на секцию «Солнце»: Впервые рассмотрено лобовое взаимодействие солнечных ударных волн с

магнитными облаками и магнитными дырами в потоке солнечного ветра и доказано возникновение в рассматриваемых плазменных структурах особых вторичных МГД волн.

Публикации: С.А.Гриб. О внутренних МГД волнах в магнитных облаках солнечного ветра и в

магнитосфере Земли. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2008». Санкт-Петербург, Пулково, ГАО РАН, 2008, с. 67-70.

S.A.Grib, E.A.Pushkar. Some features of the interplanetary shock waves interactions connected with the thermal anisotropy and 3D flow past the Earth’s bow shock. Planetary and Space Science, v.58, 14-15, 2010, pp.1850-1856.

S.A.Grib. Impact of solar wind tangential discontinuities on the Earth’s magnetosphere. Geomagnetism and Aeronomy, v.52, 8, 2012, pp. 1113-1116.

С.А.Гриб. О нелинейной связи стационарных сильных разрывов со структурами с постоянным давлением в потоке солнечного ветра. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2012». СПб. Пулково, 14-18 сентября, 2012, с.437-442.

Достижения ИЗМИРАН в области солнечно-земной физики в 2012 г.

1. По данным наблюдений рентгеновским спектрометром РЕСИК на спутнике

КОРОНАС-Ф нескольких рентгеновских линий серы в диапазоне 3.8-6.1 Å во время солнечных вспышек определено содержание серы в солнечной короне. По измеренным потокам излучения в линии S xv 1s2–1s4p (w4) на длине волны 4.089Å получено содержание A(S) = 7.16 ± 0.17 (содержание по логарифмической шкале с A(H) = 12), которое наиболее реалистично. Это значение содержания серы в короне очень близко к современным оценкам содержания серы в фотосфере, а также в солнечном ветре спокойного Солнца и в метеоритах, и это означает, что в солнечной атмосфере не происходит фракционирования серы за счет процессов, которые стремятся повысить корональное содержание элементов

15

по отношению к фотосферному, и которые зависят от первого ионизационного потенциала (FIP) элемента. Серу, таким образом, хотя ее FIP и имеет промежуточное значение 10.36 эВ, по ее распределению в солнечной атмосфере можно отнести к элементам с высоким FIP. Оценки содержания серы, полученные по другим линиям, дали значения от 7.13 до 7.24 J.Sylwester, B.Sylwester, K.J.H.Phillips, V.D.Kuznetsov."The Solar Flare Sulphur Abundance from RESIK Observations", The Astrophysical Journal, 751:103 (7pp), 2012 June 1.

2. Показано существенное влияние каппа-эффекта на амплитуду флуктуаций яркости Солнца и звезд, вызываемых их собственными колебаниями. Обычно флуктуации яркости звезд рассчитываются в приближении черного тела, когда все определяется только колебаниями температуры фотосферы. В действительности, существенное влияние на флуктуации яркости оказывают также изменения прозрачности фотосферы под влиянием флуктуаций как температуры плазмы так и ее плотности. Это явление называется каппа-эффектом. Показано, что его учет в фотосферных слоях Солнца и звезд может существенно уменьшать амплитуду флуктуаций их яркости, вызываемых их собственными колебаниями, а также уменьшать затухание р-мод колебаний в фотосфере.

Y.D.Zhugzhda, M.Roth, and W.Herzberg, Kappa-effect and brightness oscillations of stars, Astronomical notes (Astronomische Nachrichten), Volume 333, Issue 10, pp. 926-930, 2012.

3. Показано, что средние магнитные поля крупных пятен демонстрируют циклические изменения, а мелких – имеют тенденцию к более длительным вариациям, что позволяет интерпретировать т.н. «эффект Ливингстона-Пенна» длительного уменьшения средних напряженностей магнитных полей пятен в последние 15 лет как феномен увеличения относительной доли мелких пятен в активности. Это обстоятельство с одной стороны свидетельствует о возможном наступлении в ближайшее десятилетие глубокого минимума солнечной активности, а с другой – о действии на Солнце двух динамо-механизмов, отвечающих за формирование пятен крупных и мелких пятен соответственно. – ГАО, ИЗМИРАН, NSO (США), IKIT (Болгария).

Pevtsov A.A., Nagovitsyn Y.A., Tlatov A.G., and Rybak A.L., Long-term trends in sunspot magnetic fields. – Astrophysical Journal Letters, 742:L36 , 2011. Nagovitsyn, Yury A.; Pevtsov, Alexei A.; Livingston, William C. On a Possible Explanation of the Long-term Decrease in Sunspot Field Strength – The Astrophysical Journal Letters, Volume 758: L20, 5 pp. (2012). Obridko, V. N.; Nagovitsyn, Yu. A.; Georgieva, Katya The Unusual Sunspot Minimum: Challenge to the Solar Dynamo Theory. In: The Sun: New Challenges; Obridko, V. N.; Georgieva, K. & Nagovitsyn, Y. A. (eds) – Astrophysics and Space Science Proceedings, Volume 30, p.1, 2012. Bludova N.G.. Obridko V.N.. Badalyan O.G. The umbra-to-penumbra area ratio as an index of cyclic variation of solar activity Solar Physics (submitted)

16

4. Показано существенное несоответствие наблюдениям результатов вычислений модуля и радиальной компоненты Br межпланетного магнитного поля солнечного ветра,базирующихся на Паркеровской модели. Согласно проведенному анализу данных космических аппаратов Helios 2, IMP8, Pioneer Venus Orbiter, и Voyager1, покрывших расстояние с r = 0.29¸5.0 а.е за период с 1976 по 1979, в гелиосфере не сохраняется инвариант Br×r2 . Наблюдения показывают, что радиальная компонента убывает c расстоянием как r-5/3, не как r-2. При этом поведение тангенциальной компоненты соответствует ожидаемому (r-1). Модуль поля Bµ×r-1.4. Разница наблюдаемых значений с вычислениями по радиальным моделям, использующим Паркеровское решение, тем более существенна, чем меньше расстояние от Солнца. На ближних расстояниях разница может быть в несколько раз, а после 5 а.е. она уже незначительна. Данная картина может говорить о гораздо меньшей вмороженности магнитного поля в плазму солнечного ветра, чем принято использовать в теоретических расчетах согласно моделям магнитной гидродинамики.

Сравнение значений модуля радиальной компоненты межпланетного магнитного поля, измеренного на разных расстояниях от Солнца (квадраты), с результатами вычислений по Паркеровской модели с учетом времени распространения плазмы вдоль спирали (треугольники) и с вычислениями по радиальной модели без учета спиральности (точки).

Olga Khabarova and Vladimir Obridko, PUZZLES OF THE INTERPLANETARY MAGNETIC FIELD IN THE INNER HELIOSPHERE, Astrophysical Journal, 761:1 (10pp), 2012 November 10 doi:10.1088/0004-637X/761/1/1.

5. Заблаговременно по аномалиям крупномасштабного поля было предсказано наступление невысокого цикла или группы циклов. Затем по данным о числах пятен без дополнительных предположений осуществлялось нелинейное ретроспективное предсказание (моделирование) 23 цикла и прознозирование 24 цикла солнечной активности с помощью специально сконструированной нейронной сети. При обучении этой сети осуществляется неитеративная оптимизациия весов, что исключает попадание в случайный локальный минимум. Исходя из хорошего описания 23 цикла был сделан прогноз 24 цикла. Предсказанный максимум 24 цикла имеет амплитуду 70 и начинается в апреле

17

2012г. Реальные значения чисел Вольфа в максимуме составляют 66.9, и он соответствуют февралю-марту 2012г. (ИКИ, ИЗМИРАН)

а) Модельный прогноз 23-го цикла СА (красная кривая – прогноз, синяя - реальность) б) Прогнозирование 24-го цикла СА (синяя кривая – фрагмент обучающей выборки, зеленая – прогноз, красная – реальные данные, сглаженные полугодовым окном) В.Н. Обридко*, Б.Д. Шельтинг Некоторые аномалии эволюции глобальных и крупномасштабных магнитных полей на Солнце как предвестники нескольких предстоящих невысоких циклов (ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙЖУРНАЛ, 2009, том 35,3, с. 38–44 ) .В,А. Ожередов, Т.К. Бреус В.Н. Обридко Сингулярный спектральный анализ в солнечно-земной физике. Fundamental Space Research 2009, Compt. rend. Acad. bulg. Sci ed. Dimitar Danov, pp. 184-188 V.A. Ozheredov, T.K. Breus, V.N. Obridko, Forecast of the total solar activity cycle 24 by several autoregressive methods and by the precursor method Izvestiya, Atmospheric and Oceanic Physics, Vol.48 #7 pp.711-723, 2012

6. В совместной работе ИЗМИРАН и НИИЯФ МГУ впервые выполнен комплексный

анализ обширного массива косвенных данных о солнечных космических лучах (СКЛ) за 1561-1994 гг., в комбинации с результатами прямых измерений СКЛ в современную эпоху. Косвенные данные были получены американскими исследователями из природных архивов - по содержанию окислов азота в кернах антарктического и гренландского льда. Для орбиты Земли нами построена функция распределения солнечных протонных событий (СПС) по флюенсам протонов с энергией ≥30 МэВ, которые представляют серьёзную радиационную опасность при исследованиях на космических аппаратах (КА). Показано, что флюенсы СКЛ можно характеризовать определённой вероятностью их появления, с резким «завалом» функции распределения в области больших флюенсов (или малых вероятностей). Критический анализ других работ показал, что прежние оценки флюенсов в указанной области были явно завышены. Полученные результаты важны для выбора конструкции КА, планирования и осуществления пилотируемых космических полётов, и особенно - для более уверенного прогнозирования радиационной угрозы для космонавтов. В целом, имеющиеся

18

данные наблюдений пока не позволяют точно решить проблему «завала спектра» и оценить максимальные возможности солнечного ускорителя (ускорителей). Это существенно ограничивает экстраполяцию полученных результатов в прошлое и будущее, на периоды с уровнем солнечной активности, отличным от современного.

1E+6 1E+7 1E+8 1E+9 1E+101E+111E+121E+13Fluence #/cm**2

1E-111E-10

1E-91E-81E-71E-61E-51E-41E-31E-21E-11E+01E+1

Prob

abili

tyA B

Функция распределения протонных событий с флюенсом Φ(≥30 МэВ): точки – данные прямых измерений на борту КА IMP-8 и GOES; ромбы – оценки флюенсов по содержанию нитратов в кернах гренландского льда (McCracken et al., 2001); сплошная кривая – функция распределения, полученная в настоящей работе; треугольники - наши оценки флюенсов Φ(≥30 MeV) по данным Kiraly and Wolfendale (1999); точка А – событие Кэррингтона; отрезок АВ отражает разницу между восстановленным значением флюенса А и его значением В, ожидаемым из модели предельного спектра СКЛ (Мирошниченко, 1994, 1996).

L.I. Miroshnichenko and R.A. Nymmik. Extreme fluxes in Solar Energetic Particle events: Methodical and physical limitations. – Radiation Measurements. Submitted on 21 July 2012. Current status: Under Editor’s examination.

7. Проанализированы данные наблюдений развития крупномасштабного

коронального джета 7 апреля 2011 г., полученные различными космическими и наземными обсерваториями. Джет формируется внутри квадрупольной магнитной конфигурации и ему предшествует расширение темной области гиперболической формы, вершина которой соответствует основанию джета. Предложена качественная модель явления, в которой темное образование формируется из корональной полости магнитного жгута, претерпевшего ограниченную эрупцию. Часть свободной магнитной энергии жгута расходуется на образование джета.

Koutchmy, S.; Filippov, B.; Tavabi, E., About the magnetic origin of Chromospheric Spicules and Coronal Jets, EAS Publications Series, Volume 55, 2012, pp.257-261. Filippov B., Koutchmy S., Tavabi E., Formation of a white-light jet within a quadrupolar magnetic configuration, Solar Physics (accepted).

19

8. Во вспышечном событии на Солнце 13 сентября 2005 г. около 23:20 UT показана связь множественных источников жесткого рентгеновского излучения (ЖРИ) с магнитными TP (Transition Point) особенностями. Эти особенности находятся посредством расчета магнитного поля для исследуемой области. Предполагается, что магнитные особенности определенного типа могут быть местом аккумулирования и внезапного выделения свободной магнитной энергии. Ден О.Г., Зимовец И.В., О некоторых свойствах возможных источников выделения энергии в солнечных вспышках, Астрон. журн. 89, 515, 2012.

9. Установлено, что в период низкой активности Солнца корональная нейтральная поверхность регулярно деформирована масштабом 60 градусов по долготе, на которую накладывается более мелкая 10-градусная "рябь". Широтная амплитуда крупномасштабной деформации уменьшается с расстоянием по степенному закону с показателем близким к -1, а также изменяется с фазой солнечной активности, составляя 20% в пределах 1/3 солнечного цикла. Мерзляков В.Л., Старкова Л.И., Крупномасштабная структура магнитного поля солнечной короны, Геомагнетизм и аэрономия, 2012 (принята к печати). Мерзляков В.Л., Старкова Л.И., Ячеистая конфигурация магнитного поля короны в эпоху низкой активности Солнца, Сборник тезисов докладов, "Физика плазмы в солнечной системе", ИКИ, Москва, 2012, с. 43.

10. В результате моделирования дрейфовых движений плазмы над активной областью в период роста напряженности магнитного поля выявлено формирование плотных структур. Эти структуры возникают в области нейтральной поверхности и обладают определенной степенью устойчивости со временем. На основе полученных свойств таких структур высказано предположение, что они являются видимым проявлением вспышечной петли и системой послевыспышечных петель. Мерзляков В.Л., Изменение плотности вещества над активной областью перед эрупцией, Труды конференции «Солнечная и солнечно-земная физика 2011», СПб, ГАО РАН.

11. Разработаны основы ранней ультрафиолетовой диагностики крупномасштабных солнечных эрупций – источников интенсивных нерекуррентных геомагнитных бурь и Форбуш-понижений – по количественным характеристикам диммингов (транзиентых корональных дыр) и постэруптивных аркад, вызываемых корональными выбросами (Coronal Mass Ejections, CMEs). В качестве основного эруптивного параметра использован суммарный магнитный поток диммингов и аркад на уровне фотосферы, определяемый по данным телескопа крайнего ультрафиолетового диапазона SOHO/EIT в канале 195 Å и магнитограммам SOHO/MDI. Рассмотрено около 50 событий 23-его цикла, в которых интенсивные геомагнитные бури с амплитудой Dst < -100 нТл надежно отождествлены с их источниками в центральной зоне солнечного диска. Показано, что для таких событий эруптивный магнитный поток обнаруживает тесную статистическую связь с основными характеристиками возмущений космической погоды: глубиной Форбуш-понижений, интенсивностью геомагнитных бурь и транзитными временами начала и пика геомагнитных бурь.

20

Определены соответствующие эмпирические соотношения. Полученные результаты означают, что характеристики сильных нерекуррентных возмущений космической погоды и время распространения межпланетных облаков от Солнца до Земли в значительной мере определяются измеряемыми параметрами солнечных эрупций и могут оцениваться по измеряемым параметрам диммингов и аркад в крайнем УФ диапазоне с заблаговременностью от 1 до 4 суток. Для геомагнитных бурь оценивается вероятная максимальная интенсивность, которую можно ожидать при наличии отрицательной Bz компоненты.

I.M. Chertok, V.V. Grechnev, A.V. Belov, A.A. Abunin. Magnetic Flux of EUV Arcade and Dimming Regions as a Relevant Parameter for Early Diagnostics of Solar Eruptions – Sources of Non-Recurrent Geomagnetic Storms and Forbush Decreases. Solar Phys., 2012, accepted, DOI: 10.1007/s11207-012-0127-1. (Препринт на сайтах HTUhttp://arxiv.org/abs/1209.2208UTH , HTUhttp://solar.physics.montana.edu/cgi-bin/eprint/index.pl?entry=16503UTH , HTUhttp://www.izmiran.ru/~ichertok/Diagnostics/ UTH ).

12. Проанализировано выдающееся, загадочное событие 18-20 ноября 2003 г., в котором довольно незначительная солнечная эрупция (в том числе, по величине эруптивного магнитного потока диммингов и аркады), сопровождавшаяся весьма умеренной вспышкой и средним по размерам и скорости корональным выбросом, вызвала самую интенсивную геомагнитную бурю 23-его цикла с Dst=-422 нТл. На основе разнообразных данных проведен детальный анализ особенностей солнечной эрупции и ее межпланетных проявлений. Ключевым является предположение о том, что в данном случае межпланетное возмущение пришло к Земле в виде магнитного облака малых пространственных размеров. Данные прямых плазменных измерений, сочетание сильнейшей геомагнитной бури со сравнительно небольшим Форбуш-понижением (~4,7%), характеристики анизотропии космических лучей, изображения межпланетного возмущения, полученные при помощи Solar Mass Ejection Imager (SMEI), показывают, что в данном случае межпланетное возмущение пришло к Земле в виде магнитного облака малых пространственных размеров. Отсюда следует, что в процессе распространения от Солнца до Земли облако расширялось незначительно, и, как результат, сохранило высокую напряженность внутреннего магнитного поля B≈ 56 нТл. Дополнительными благоприятными факторами для возникновения супербури явилось то, что облако ударило точно по центру фронтальной части земной магнитосферой и почти все сильное поле в облаке было ориентировано как южная Bz-компонента. Представлены аргументы в пользу того, что в данном случае межпланетное облако имело структуру сферомака, оторванного от Солнца. Возникновение сферомака с наблюдаемой правой спиральностью связывается с бифуркацией эруптировавшего волокна при его столкновении с пикулярной корональной структурой в виде нулевой точки вблизи центра диска. Результатом такой бифуркации явилась также трансформация волокна в крупномасштабное Y-образное плазменное образование, разлетающееся вдоль солнечной поверхности и наблюдавшееся на телескопе КОРОНАС-Ф/СПИРИТ в канале 304 Å в виде крупномасштабного распространявшегося потемнения. Grechnev V.V., A.M. Uralov, V.A. Slemzin, I.M. Chertok, G.V. Rudenko, B.P. Filippov, M. Temmer Filament Eruptions, CMEs, and Shocks in the 18 November 2003 Event and Causes of the 20 November Geomagnetic Superstorm. I. Unusual History of an Eruptive Filament. Solar Phys., Oct 2012, in press.

21

13. Проанализированы соотношения между характеристиками Форбуш-понижений (ФП), вызванных корональными выбросами (CMEs) из центральной зоны солнечного диска в течение 23-его солнечного цикла, с одной стороны, и суммарным магнитным потоком диммингов и аркад, сопровождающих CMEs, – с другой. Рассмотрен расширенный ансамбль событий, включающий ФП, которые были вызваны эрупциями из центральной зоны видимой солнечной полусферы в пределах ±45° от центрального меридиана и сопровождались крупными геомагнитными бурями ГМБ с Dst < –100 нТл, а также ФП, которые не сопровождались такими ГМБ, но имели величину ≥3% и были надежно отождествлены с центральными солнечными эрупциями. Показано, что имеет место отчетливая прямая корреляция этого магнитного потока с величиной ФП, а также его тесная обратная корреляция с временем распространения межпланетных возмущений от Солнца до Земли. Обнаруженные корреляции свидетельствуют о том, что основные характеристики крупных нерекуррентных ФП (и геомагнитных бурь) в значительной мере определяются измеряемыми параметрами солнечных эрупций, в частности, таким, как суммарный магнитный поток диммингов и аркад. Черток И .М . , А .А .Абунин , А .В . Белов , В .В . Гречнев . ЗАВИСИМОСТЬ ХАРАКТЕРИСТИК ФОРБУШ-ПОНИЖЕНИЙ ОТ ПАРАМЕТРОВ СОЛНЕЧНЫХ ЭРУПЦИЙ , Известия РАН , Серия физическая , 2012, в печати . (См. сайт HTUhttp://www.izmiran.ru/~ichertok/Forbush/UTH ). I.M. Chertok, A.A. Abunin, A.V. Belov, V.V. Grechnev. Dependence of Forbush-decrease characteristics on parameters of solar eruptions. To the 23rd European Cosmic Ray Symposium and 32nd Russian Cosmic Ray Conference, Lomonosov Moscow state university, Moscow, Russia, July, 2 – 6, 2012. ECRC_SH_290. Публикация в электронном журнале Journal of Physics: Conference Series (HTUhttp://iopscience.iop.org/1742-6596/UTH), 2012, in press.

14. Рассмотрены все основные крупные явления с тонкой структурой радиоизлучения, зарегистрированные за последние три года на китайских радиоспектрографах в диапазоне 1-7 ГГц. Наибольший интерес представляли явления 15 и 24 февраля 2011г. В ходе вспышки 15 февраля (произошедшей близко от центра диска) зебра-структура наблюдалась во время последовательных вспышечных уярчений: сначала на самых высоких частотах 6.2-7.2 ГГц, через ~ 11 минут в диапазоне 2.6-3.2 ГГц, еще через 10 минут в диапазоне 1.0-1.2 ГГц. В первых двух случаях поляризация была сильной левого знака, а в последнем – умеренной правого знака. Такое поведение поляризации удается объяснить с помощью снимков соответствующих вспышечных выбросов, полученных в крайнем ультрафиолетовом излучении на SDOAIA (174 А). Последний выброс произошел в другом направлении в сторону хвостового пятна, поэтому поляризацию излучения во всех трех случаях можно связать с обыкновенной волной. На всех частотах полосы зебра- структуры обнаруживали миллисекундную сверхструктуру. Практически одновременно наблюдался всплеск II типа в метровом диапазоне, после которого зебра-структура наблюдалась почти непрерывно на частотах 190-220 МГц (по данным спектрографа Culgoora). Явление 24 февраля примечательно тем, что зебра-структура на частотах 2.6-3.8 ГГц была неполяризованной, что можно связать с лимбовым положением соответствующей вспышки. Однако миллисекундная сверхструктура была сильно выражена. Вспышка также сопровождалась всплеском II типа, но в

22

последующем континууме зебра структура не обнаруживалась (по данным ИЗМИРАН в диапазоне 25-270 МГц). Странно, что направленность излучения оказалась сильнее в метровом диапазоне волн. Однако необходимо более тщательно рассмотреть наблюдаемые эффекты в рамках различных механизмов образования зебра-структуры. А также проверить реальность слабовыраженной зебра-структуры на очень низком уровне континуума в самом конце явления. В явлении 9 августа сверхтонкая миллисекундная структура впервые зарегистрирована одновременно в быстрых пульсациях и наложенных на них полосах зебра-структуры. В явлении 1 августа 2010 г. после зебра-структуры наблюдались два семейства волокон (fiber bursts) с противоположным частотным дрейфом с сильной поляризацией правого знака. Такая развитая тонкая структура на частотх 2.6-3.8 ГГц сопровождалась только секундными пульсациями в метровом диапазоне по данным ИЗМИРАН (25-270 МГц). И в этом случае, возможно, также сыграла роль направленность излучения из далекой восточной области.

Chernov, G.P. Fomichev, V.V., Complex Zebra Patterns in Solar Radio Emission and new Generation Mechanisms, Proceedings of PRE -7, Graz 2012, 407-416 рр.

Chernov, G.P., Sych, R.A., Huang, G. L., Ji, H.S., Tan, C.M. Concerning Spikes in emission and absorption in microwave range, Research in Astron. Astrophys. Accepted, June 7, 2012.

15. Анализ сложных жгутов волокон, наблюдавшихся 12 февраля 2010 г на спектрографе ИЗМИРАН (25 – 270 МГц), был проведен с привлечением всех доступных спутниковых и наземных данных наблюдений. Анализ подтверждает справедливость модели, когда одиночный жгут строго периодических волокон связывался с захватом частиц (ускоренных в ударном фронте) в небольшую ловушку между вторым ударным фронтом или передним краем коронального выброса массы (КВМ). Такая модель оправдывалась совпадением появления жгутов с моментом пересечения траекторий ударного фронта и КВМ на диаграмме высота/время. В этой модели для сложных жгутов в явлении 12 февраля 2010 г. необходимо предположить существование множества мелких ударных фронтов за передним краем КВМ. Чернов Г.П., Фомичев В.В., Горгуца, Р.В., Маркеев, АК., Соболев, Д.Е., Алиссандракис К.Е., Хилларис А., Сложные жгуты волокон в диапазоне 180 – 270 МГц в явлении 12 февраля 2010 г. Геомагнетизм и Аэрономия, принята к печати, Август 2012.

16. Сделаны новые аналитические и численные расчёты коэффициентов отражения и прохождения квазимонохроматических радиоволн через произвольное число одинаковых кусочно-однородных слоёв плазмы для произвольного угла наклона падающей волны к нормали плоской неоднородности. Показано, что чередование полос прозрачности и непрозрачности слоёв плазмы (эффект «зебра»-структуры) имеет место при любых углах падения. Сверхтонкую структуру полос типа «зебры» в виде миллисекундных спайков со строгим периодом ~ 30 мс можно объяснить механизмом континуального радиоизлучения в самом радиоисточнике, если предположить, что неоднородности плазмы создаются волной конечной амплитуды с таким же периодом.

23

Лаптухов А.И., Чернов Г.П., Коэффициенты отражения и прохождения радиоволн при наклонном падении от N одинаковых плоских слоев плазмы и “зебра-структуры” в радиоизлучении Солнца, Физика Плазмы, принята к печати, март 2012.

17. С помощью дифференциального метода проанализированы данные наблюдений радиовсплеска 12.02.2010 г., полученные на комплексе аппаратуры ИЗМИРАН, включающем спектрографы метрового диапазона и радиометры на фиксированных частотах 204 МГц, 169 МГц и 3013 МГц.. Показано, что возрастание потока радиоизлучения кратковременных импульсов, соответствующих радиовсплескам III и V типов до максимального значения двухступенчатое: ускоренный начальный процесс нарастания потока в начале импульса сменяется замедленным (по сравнению с экспоненциальным). Последующий спад потока также происходит в два этапа: ускоренный (гиперболический) и замедленный. Интервал с экспоненциальным законом роста потока отсутствует, что свидетельствует или о его малой длительности или об отсутствии линейной стадии возбуждения плазменной турбулентности. Возрастание потока микроволнового излучения на 3013 МГц также является двухступенчатым: ускоренный режим сменяется на замедленный. Такое поведение находит объяснение на основе баланса энергии при учете нелинейного источника.

Р.В. Горгуца, В.АP

P. Ковалев, И. Г. Костюченко, В.В. Фомичев, Исследование

радиовсплеска 12.02.2010 г. дифференциальным методом, Геомагнетизм и аэрономия (в печати).

18. Изучены закономерности ускоренного и замедленного по сравнению с

экспоненциальным законом поведения вспышечных параметров. Показано, что для наблюдаемого ускоренного нагрева необходим источник с температурной зависимостью ~ bT , 1>b . Формирование такого источника возможно при термализации ускоренных за счет механизма Ферми заряженных частиц в магнитной ловушке, образованной сходящимися перетяжками магнитной трубки. На наличие перетяжек указывают наблюдения локализованных мелкомасштабных структур. Смена режимов связывается с изменением соотношения нагрева и радиационного охлаждения, определяемого динамикой меры эмиссии. Обоснован тест на верифицируемость теоретических моделей вспышек.

V.АP

P. Кovalev, Yu.Е.P

PCharikov , I.G. Кostuchenko and М.I. Savchenko, TO

DIAGNOSTICS OF SOLAR FLARES: MODES AND SOURCES, Solar Physics, in press.

19. По наблюдениям солнечной короны в 2012 г. методом просвечивания

радиоизлучением квазаров на радиотелескопе ДКР-1000 на волне λ = 2,7 м и радиотелескопе РТ-22 на волне λ = 1,35 см получены радиальные профили угла рассеяния и индекса рассеяния радиоволн, соответственно. По данным наблюдений 2011 г. построены гелиоширотная радиокарта положения границ трансзвуковой области солнечного ветра.

Lotova N.A., Odridko V.N., Scenario of evolution of the epoch of minimum at the final stage of the activity cycle N23. New challenges. Proc. Of Symposium 3 of

24

JENAM, Ser. Astrophys. And Space Science, eds/ Obridko V., Georgieva K. and Nagovitsyn Yu.,2012, 179-188.

20. Начало нового 24-го цикла солнечной активности характеризуется различным достижением максимума в потоках космических лучей разной энергии, регистрируемых наземными методами. Новый цикл солнечной модуляции КЛ проявляется раньше на частицах меньшей энергии. Особенности достижения максимума восстановленного потока КЛ на примере минимумов СА в 1987 и 2009 частицами разной энергии можно объяснить началом нового цикла в КЛ. Данное заключение подтверждается резкими изменениями наклона токового слоя, основного модулирующего параметра СА в сравнительно спокойные периоды. Кроме того, характеристиками СА, приводящими к необычайно большой плотности КЛ между 23-им и 24-ым циклами, можно считать среднюю величину поля на Солнце и величину полярного поля. Их совместное (с наклоном гелиосферного токового слоя) воздействие привело к восстановленному потоку КЛ в 2009, превосходящему все более ранние наблюдения (рис.1).

E. Paouris, H. Mavromichalaki, A. Belov, R. Gushchina, V. Yanke, “Galactic Cosmic Ray Modulation and the Last Solar Minimum”, Solar Phys. vol. 280 issue1 Sept.2012. p.255-271. DOI 10.1007/s11207-012-0051-4. ISSN: 0038-0938.

Гущина Р.Т., Белов А.В., Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д. “Экстремумы долговременной модуляции интенсивности космических лучей в пяти последних солнечных циклах”, Геомагнетизм и аэрономия, 2012, том 52, 4, с. 1–7.

21. Получены фазовое распределение и амплитудно-фазовая зависимость экваториальной

составляющей анизотропии космических лучей (10 ГВ) для каждого года в период 1957-2011 гг.

25

Амплитудно-фазовая взаимозависимость солнечно-суточной анизотропии и её фазовое распределение: а) в спокойные периоды при отрицательной полярности (1960-1969, 1982-1989, 2001-2010 годы); б) в спокойные периоды при положительной полярности (1971-1978, 1992-1999 годы); в) в возмущенные периоды 1957-2010 гг. Такие же распределения получены для различных выборок, различающихся уровнем солнечной активности, полярностью общего магнитного поля Солнца и характеристиками солнечного ветра (примеры на рисунке). Временные изменения полученных распределений согласуются с ранее полученными долгопериодными изменениями 1-ой гармоники анизотропии КЛ и в главных чертах объясняются в рамках конвективно-диффузионной модели анизотропии.

26

M Abunina, A Abunin, A Belov, E Eroshenko, V Oleneva, V Yanke, “Long term variations of the amplitude-phase interrelation of the cosmic ray anisotropy first harmonic”, Journal of Physics: Conference Series (JPCS), 2012 (in press).

22 .Длительные изменения магнитных полей крупных и мелких пятен. Показано, что средние магнитные поля крупных пятен демонстрируют циклические изменения, а мелких – имеют тенденцию к более длительным вариациям, что позволяет интерпретировать т.н. «эффект Ливингстона-Пенна» длительного уменьшения средних напряженностей магнитных полей пятен в последние 15 лет как феномен увеличения относительной доли мелких пятен в активности. Это обстоятельство с одной стороны свидетельствует о возможном наступлении в ближайшее десятилетие глубокого минимума солнечной активности, а с другой – о действии на Солнце двух динамо-механизмов, отвечающих за формирование пятен крупных и мелких пятен соответственно. – ГАО, ИЗМИРАН, NSO (США), IKIT (Болгария).

9. Pevtsov A.A., Nagovitsyn Y.A., Tlatov A.G., and Rybak A.L., Long-term trends in sunspot magnetic fields. – Astrophysical Journal Letters, 742:L36 , 2011.

10. Nagovitsyn, Yury A.; Pevtsov, Alexei A.; Livingston, William C. On a Possible Explanation of the Long-term Decrease in Sunspot Field Strength – The Astrophysical Journal Letters, Volume 758: L20, 5 pp. (2012).

11. Obridko, V. N.; Nagovitsyn, Yu. A.; Georgieva, Katya The Unusual Sunspot Minimum: Challenge to the Solar Dynamo Theory. In: The Sun: New Challenges; Obridko, V. N.; Georgieva, K. & Nagovitsyn, Y. A. (eds) – Astrophysics and Space Science Proceedings, Volume 30, p.1, 2012.

12. Bludova N.G.. Obridko V.N.. Badalyan O.G. The umbra-to-penumbra area ratio as an index of cyclic variation of solar activity Solar Physics (submitted)

( совместно ГАО РАН, ИЗМИРАН)

23. Зависимость магнитного поля в солнечном ветре от расстояния

Показано существенное несоответствие наблюдениям результатов вычислений модуля и радиальной компоненты Br межпланетного магнитного поля солнечного ветра,базирующихся на Паркеровской модели. Согласно проведенному анализу данных космических аппаратов Helios 2, IMP8, Pioneer Venus Orbiter, и Voyager1, покрывших расстояние с r = 0.29¸5.0 а.е за период с 1976 по 1979, в гелиосфере не сохраняется инвариант Br×r2 . Наблюдения показывают, что радиальная компонента убывает c расстоянием как r-5/3, не как r-2. При этом поведение тангенциальной компоненты соответствует ожидаемому (r-1). Модуль поля Bµ×r-1.4. Разница наблюдаемых значений с вычислениями по радиальным моделям, использующим Паркеровское решение, тем более существенна, чем меньше расстояние от Солнца. На ближних расстояниях разница может быть в несколько раз, а после 5 а.е. она уже незначительна. Данная картина может говорить о гораздо меньшей вмороженности магнитного поля в плазму солнечного ветра, чем принято использовать в теоретических расчетах согласно моделям магнитной гижродинамики (ИЗМИРАН).

27

Сравнение значений модуля радиальной компоненты межпланетного магнитного поля, измеренного на разных расстояниях от Солнца (квадраты), с результатами вычислений по Паркеровской модели с учетом времени распространения плазмы вдоль спирали (треугольники) и с вычислениями по радиальной модели без учета спиральности (точки).

Olga Khabarova and Vladimir Obridko, PUZZLES OF THE INTERPLANETARY MAGNETIC FIELD IN THE INNER HELIOSPHERE, Astrophysical Journal, 761:1 (10pp), 2012 November 10 doi:10.1088/0004-637X/761/1/1.

24. Моделирование 23 и прогноз 24 цикла солнечной активности Заблаговременно по аномалиям крупномасштабного поля было предсказано наступление невысокого цикла или группы циклов. Затем по данным о числах пятен без дополнительных предположений осуществлялось нелинейное ретроспективное предсказание (моделирование) 23 цикла и прознозирование 24 цикла солнечной активности с помощью специально сконструированной нейронной сети. При обучении этой сети осуществляется неитеративная оптимизациия весов, что исключает попадание в случайный локальный минимум. Исходя из хорошего описания 23 цикла был сделан прогноз 24 цикла. Предсказанный максимум 24 цикла имеет амплитуду 70 и начинается в апреле 2012г. Реальные значения чисел Вольфа в максимуме составляют 66.9, и он соответствуют февралю-марту 2012г. (ИКИ, ИЗМИРАН)

а) Модельный прогноз 23-го цикла СА (красная кривая – прогноз, синяя - реальность) б) Прогнозирование 24-го цикла СА (синяя кривая – фрагмент обучающей выборки, зеленая – прогноз, красная – реальные данные, сглаженные полугодовым окном)

1. В.Н. Обридко*, Б.Д. Шельтинг Некоторые аномалии эволюции глобальных и крупномасштабных магнитных полей на Солнце как предвестники нескольких предстоящих невысоких циклов (ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙЖУРНАЛ, 2009, том 35,3, с. 38–44 )

28

2..В,А. Ожередов, Т.К. Бреус В.Н. Обридко Сингулярный спектральный анализ в солнечно-земной физике. Fundamental Space Research 2009, Compt. rend. Acad. bulg. Sci ed. Dimitar Danov, pp. 184-188 3.V.A. Ozheredov, T.K. Breus, V.N. Obridko, Forecast of the total solar activity cycle 24 by several autoregressive methods and by the precursor method Izvestiya, Atmospheric and Oceanic Physics, Vol.48 #7 pp.711-723, 2012 ( совместно ИЗМИРАН и ИКИ)

Основные результаты ИСЗФ СО РАН в 2012 г. по физике Солнца Разработаны методы расчета дифференциального вращения для звезд различных масс, возрастов и скоростей вращения. Показано, что основными являются зависимости величины дифференциального вращения от эффективной температуры и скорости вращения звезды, которые могут быть проверены в наблюдениях. В частности, теория предсказывает увеличение дифференциального вращения с ростом эффективной температуры. В то же время обнаружено, что при большей неоднородности вращения на горячих звездах генерация магнитных полей на них менее эффективна из-за роста турбулентной вязкости. (ИСЗФ СО РАН) Kitchatinov L.L., Olemskoy S.V. Differential rotation of main-sequence dwarfs: predicting the dependence on surface temperature and rotation rate, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 423, 3344, 2012

В приближении нелинейной геометрической акустики решена задача падения изначально плоского фронта быстрой магнитозвуковой волны на двумерную магнитную нулевую точку. Обнаружена определяющая роль нелинейности в распространении волны. Аналитический расчет показал, что нелинейность приводит к распространению волны через нулевую точку даже в случае холодной плазмы, уменьшая эффект кумуляции волновой энергии. Выявлено, что вокруг нулевой точки формируется сложная каустическая особенность, на которой амплитуда волны значительно возрастает. Обусловленный этим нагрев плазмы рассредоточен в пространстве вокруг нулевой точки. Выполнен аналитический расчет показавший, что линейное возмущение неизбежно превращается в ударную волну при приближении к нулевой точке, тогда как амплитуда ударной волны при этом не возрастает. Получено, что существенный нагрев плазмы возникает также вне каустики в окрестности нулевой точки из-за сильного нелинейного затухания волны. (ИСЗФ СО РАН)

A.N. Afanasyev, A.M. Uralov, Modelling the Propagation of a Weak Fast-Mode MHD Shock Wave Near a 2D Magnetic Null Point, Using Nonlinear Geometrical Acoustics, Solar Physics: Volume 280, Issue 2 (2012), Page 561-574, DOI: 10.1007/s11207-012-0022-9 Геоэффективность пришедшего к Земле КВМ определяется, в частности, силой геомагнитной бури и величиной Форбуш-эффекта. Чем сильнее буря и значительней Форбуш-понижение, тем быстрее движется КВМ. Возможен, однако, способ ранней

29

диагностики геоэффективности КВМ, направленных к Земле. Такая диагностика основана на измерении полного фотосферного магнитного потока, безотносительно к знаку поля, внутри областей EUV димминга и корональных аркад. Чем больше этот поток, тем раньше и тем сильнее будет геомагнитная буря. (ИЗМИРАН, ИСЗФ СО РАН) Chertok, I. M., Grechnev, V. V.; Belov, A. V.; Abunin, A. A. Magnetic Flux of EUV Arcade and Dimming Regions as a Relevant Parameter for Early Diagnostics of Solar Eruptions - Sources of Non-Recurrent Geomagnetic Storms and Forbush Decreases, eprint arXiv:1209.220, Solar Physics, Online First При исследовании источников цугов трехминутных колебаний в микроволновом излучении, расположенных над солнечными пятнами, выявлены тонкоструктурные детали, связанные с образованием следов от распространяющихся волн. Обнаружены дрейфы частоты во время эволюции цуга, которые можно объяснить как суперпозицией излучения нескольких одновременно существующих источников колебаний с различной частотной и пространственной локализацией, так и дисперсионной эволюцией волновых пакетов, распространяющихся вдоль магнитных трубок. (ИСЗФ СО РАН, ГАО) Sych, R.; Zaqarashvili, T. V.; Nakariakov, V. M.; Anfinogentov, S. A.; Shibasaki, K.; Yan, Y. Frequency drifts of 3-min oscillations in microwave and EUV emission above sunspots, Astronomy & Astrophysics, 539, id.A23, 2012 Изучено редкое вспышечное событие, во время которого в полосе приема Сибирского солнечного радиотелескопа наблюдалось несколько десятков дрейфующих узкополосных всплесков в течение минутного интервала. Уникальные наблюдения пространственных характеристик на двух частотах одновременно позволили не только локализовать источники излучения во вспышечной области, но и измерить скорости движения источников излучения вдоль вспышечной петли. Источники концентрировались около вершины вспышечной петли в компактной области с размерами несколько тысяч км и относительно высокой плотностью плазмы. Низкие скорости движения источников относительно кинетических скоростей излучающих электронов указывают на высокую степень анизотропии электронов, ускоряемых во вспышках. (ИСЗФ СО РАН) Meshalkina N.S., Altyntsev A.T., Zhdanov D.A., Lesovoi S.V., Kochanov A.A.; Yan Y. H., Tan C.M. Study of Flare Energy Release Using Events with Numerous Type III-like Bursts in Microwaves, Solar Physics, 2012, Volume 280, Issue 2, pp.537 - 549 Обнаружено, что в горячих корональных источниках, появляющихся за несколько минут до взрывной стадии роста жесткого рентгеновского излучения, уже реализуются условия для ускорения электронов до релятивистских энергий. Отсутствие жесткого рентгеновского излучения обусловлено в этих источниках не спектральными характеристиками ускоренных электронов, а их малым количеством. Таким образом, в начальной стадии таких вспышек идет преимущественно нагрев плазмы в корональных источниках до температур в десятки миллионов градусов, а эффективность ускорения электронов критически зависит от процесса инжекции частиц в режим ускорения. (ИСЗФ СО РАН, ФТИ им.Иоффе) Altyntsev A.A., Fleishman G.D., Lesovoi S.V., Meshalkina N.S. Thermal to Nonthermal Energy Partition at the Early Rise Phase of Solar Flares, Astrophysical Journal, 2012, 758, 138 Kashapova L.K., Meshalkina N.S., Kisil M.S. Detection of acceleration processes during the initial phase of the 12 June 2010 flare, Solar Physics, V. 280, Issue 2, pp.525-535 Разработан алгоритм восстановления магнитной структуры в бессиловом нелинейном приближении по измерениям вектор-магнитограмм на уровне фотосферы, включающий новый метод разрешения 180-градусной неопределенности в азимуте поперечной компоненты на вектор-магнитограммах фотосферного магнитного поля. Это обеспечивает

30

корректную постановку граничных условий в задаче экстраполяции магнитных полей с уровня фотосферы в корону. На тестовых примерах показано, что разработанные методы обеспечивают высокое соответствие рассчитанных полей с модельными даже для лимбовых событий. С помощью программного обеспечения, реализующего алгоритм SFQ, были обработаны все векторные магнитограммы, полученные орбитальной обсерваторией Hinode с 2006 по 2011 годы. Доступ к магнитограммам с разрешённой 180-градусной неопределённостью открыт на сайте HTUhttp://bdm.iszf.irk.ru/sfq_hinode/SFQ_Hinode.htmUTH. Архив содержит, как изображения в формате png, так и данные полного вектора магнитного поля в формате FITS. (ИСЗФ СО РАН) Rudenko, G. V.; Anfinogentov, S. A. Super Fast and Quality Azimuth Disambiguation, arXiv:1104.1228, 2012 Проведен анализ наблюдений редкого типа когерентного микроволнового излучения типа «зебра» на частотах выше 6 ГГц, произошедшего во время первой вспышки Х класса в 24 цикле солнечной активности. Использовались данные пространственно разнесенных обсерваторий Хуайроу (SBRS/Huairou) на частотах 6.4-7.0 ГГц (ZP1) и 2.60~2.75 ГГц (ZP2), а также широкополосного радиоспектрометра обсерватории Юннань (SBRS/Yunnan) на частоте 1.04~1.13 ГГц (ZP3). Исследовалась необычно высокочастотная (ZP1, вплоть до 7 Ггц) зебра структура, возникшая на ранней стадии роста излучения вспышки, а также низкочастотные ZP2, ZP3 на стадии затухания. Анализ данных позволил интерпретировать излучение в рамках модели с двойным плазменным резонансом и оценить величину магнитного поля в источниках зебра структур: ZP1 (230-345 Гс), ZP2 (126-147 Гс) и ZP3 (23-26 Гс). (ИСЗФ СО РАН) Tan, Baolin; Yan, Yihua; Tan, Chengming; Sych, Robert; Gao, Guannan Microwave Zebra Pattern Structures in the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15 Astrophysical Journal, Volume 744, Issue 2, article id. 166, 2012 Впервые удалось одновременно зарегистрировать и измерить фронты поршневой и взрывной ударных волн, вызванных формированием и распространением коронального выброса массы. Показано, что каждому из этих двух типов ударных волн соответствует распространяющийся впереди фронта свой всплеск радиоизлучения II-го типа. Предложена качественная картина, согласно которой всплески радиоизлучения происходят в “foreshock” этих ударных волн, которые находятся на стадии формирования Будет опубликовано: В. Г. Еселевич, М. В. Еселевич, И. В. Зимовец АСТРОНОМИЧЕСКИЙЖУРНАЛ, 2013, том 90,2, с. 1–11 Отчет за 2012 год группы Фирстова Н.М., Поляков В.И., Фирстова А.В. Процессы эрупции плазмы в хромосферу и корону Солнца

Важной проблемой, связанной с возникновением солнечной вспышки, является изучение механизма нагрева хромосферы во время этого процесса, т.е. выяснение механизма передачи энергии в хромосферу из короны, где расположен источник энергии во время вспышки. Рассматриваются различные механизмы переноса энергии, среди которых поток ускоренных частиц (электронов и протонов), рентгеновское и ультрафиолетовое излучение, теплопроводность, ударные волны. Относительное влияние

31

пучков ускоренных частиц на нагрев хромосферы во время солнечной вспышки может быть оценено по исследованию ударной линейной поляризации водородных линий, которая возникает из-за анизотропного воздействия пучков частиц на излучающий атом водорода.

В отчетный период подробно исследовалась мощная протонная вспышка балла 2В/Х4.8, наблюденная 23 июля 2002 года на Большом солнечном вакуумном телескопе спектрополяриметрическим методом. В большинстве разрезов, сделанных вдоль дисперсии, не обнаружено свидетельств линейной поляризации в линии Нα. Только в некоторых случаях (78 из 664) в начальные моменты вспышки наблюдаются кратковременные (десятки секунд), мелкомасштабные (2"- 4") случаи ненулевых значений параметров Стокса Q/I и U/I (2%-6%). Ориентация линейной при этом поляризации радиальная. На первых двух спектрограммах, полученных через 4 минуты после начала рентгеновской вспышки (рис.1), поляризация имеет как радиальное, так и тангенциальное направление с максимальным значением степени поляризации Р≈ 13-14 %. Во всех случаях обнаружения линейной поляризации профили интенсивности водородных линий имели самообращение в центре линии Нα. Это хорошо видно на рис.1: в том узле, где есть самообращение, поляризация существует; в другом узле, где профиль спектральной линии чисто эмиссионный, без провала, поляризация отсутствует. По сопоставлению спектро-поляриметрических наблюдений с данными (RHESSI) наблюдений жесткого рентгена сделан вывод, что ударная линейная поляризация вызвана бомбардировкой хромосферы пучками ускоренных электронов во время вспышки.

32

Рис.13. В верхней части показан спектр в области Нα в 0:32:09 и 0:32:20 UT. Ниже даны профили Q/ последовательно для узла с центральным самообращением и эмиссионного узла. На нижних графиках представлены результаты фотометрических разрезов вдоль щели: сплошной линией - интенсивность вдоль центра линии Нα, пунктиром – интенсивность вдоль крыла на расстоянии ~1 Å от центра Нα, треугольниками – значения Q/ Мониторинг солнечной активности оптическими и радиоастрономическими средствами и проблемно ориентированные эксперименты. С целью изучения ударной поляризации в солнечных вспышках на БСВТ проводились спектро-поляриметрические наблюдения с использованием двухкамерного спектрографа, а также ромбоэдра, расщепляющего обыкновенный и необыкновенный лучи. Спектральные области на втором камерном зеркале была возможность варьировать: линия водорода Нβ, линии натрия Nal (D1и D2), магниточувствительная линия железа Fе1(6302 Å); при этом на первом камерном зеркале всегда была установлена линия Нα. Параллельно регистрировались изображения наблюдаемого участка солнечной вспышки через интерференционно - поляризационный фильтр, установленный на линию Нα.

33

Регистрация спектров и изображения Солнца проводились с помощью ПЗС-матриц FLIgrab (2048х2048) и Princeton Instruments (512х512). За летний сезон 2012 года мы пронаблюдали 15 вспышек. К сожалению, в основном это были вспышки рентгеновского класса С, только несколько вспышек класса М. Пример нескольких изображений лимбовой вспышки показан на рис.2, а ее спектр – на рис.3.

Рис.2. Фильтрограммы в линии Нα лимбовой вспышки. Вертикальная линия – щель спектрографа.

Рис.3. Спектр лимбовой вспышки в линии Нα в ортогональной поляризации. Обычно камерой FliGrab регистрируется 4 спектра: две спектральные области и в двух ортогональных поляризациях. Второй спектральной областью при наблюдении лимбовой вспышки была область линии железа 6302 Å, поэтому за лимбом она не видна (рис.3). За время наблюдений с июня по август 2012 г. удалось провести регистрацию активных областей в течение 27 дней. Объем наблюдательного материала составляет около 200 МБ, полученного на ССД- камере Princeton Instruments (фильтрограммы) и порядка 3 тысяч МБ – на камере FliGrab (спектры).

Статьи

34

Firstova N.M., Polyakov V.I., Firstova A.V. Нα line impact linear polarization observed in the 23 July 2002 flare with the Large Solar Vacuum Telescope (LSVT)// Solar Physics, 2012, 279, 2, 453-464. Тезисы докладов Firstova N.M., Polyakov V.I. Observations of solar flares in spectropolarimetric mode// ХI Российско-Китайская конференция по космической погоде, Иркутск-2012, с.10.

Firstova N.M., Polyakov V.I., Firstova A.V. H alpha line impact linear polarization observed in the 23 July 2002 flare with the Large Solar Vacuum Telescope// Solar Physics E-Print Archive ( 2012-05-30).

С использованием данных с высоким временным разрешением космических

аппаратов PROBA2 и SDO, объединенных с данными коронографов SOHO/LASCO, исследовано формирование и движение на начальном этапе шести лимбовых КВМ, зарегистрированных в период июнь 2010г. – июнь 2011г. Выявлены общие физические и морфологические особенности формирования и начальной стадии движения шести КВМ: (1) событие начинается с эрупции волокна или петлеобразной структуры другой природы; (2) спустя небольшое время после эрупции волокна загораются и начинают двигаться с разными скоростями несколько вышележащих петель, которые в итоге формируют фронтальную структуру КВМ; (3) на основании анализа полученных зависимостей скорости фронта КВМ от времени V(t) сделан вывод о возможном существовании двух классов КВМ в зависимости от временного профиля их скорости. К одному классу относятся выбросы, скорость которых после достижения максимума резко уменьшается на величину более 100 км/с, а затем переходит в режим медленного изменения. Другой класс КВМ формируют выбросы, скорость которых сразу после достижения максимума меняется слабо; (4) сформировавшаяся фронтальная структура КВМ различается по наблюдениям в разных спектральных линиях. На основании этого высказана гипотеза, согласно которой внешние области фронтальной структуры КВМ нагреты до более высокой температуры, чем внутренние; (5) показано, что угловой размер КВМ увеличивается на начальной стадии движения выброса до 3 раз с временным масштабом удвоения величины углового размера в пределах 3.5-11 минут от момента первого измерения этого параметра выброса; (6) для трех КВМ показано, что на начальном этапе их движения в течение определенного промежутка времени КВМ сильнее расширяются, чем увеличиваются в продольном направлении.

Файнштейн В.Г., Егоров Я.И. Сопоставлены два метода обнаружения нового магнитного потока (НМП),

возникающего в активных областях перед сильными вспышками, сопровождающимися корональными выбросами массы типа гало со скоростью, превышающей 1500 км/с. Один метод основан на анализе фрактальных свойств распределения измеряемого фотосферного магнитного поля, второй – на визуальном («ручном») анализе динамики пятен активной области и распределения в ней измеряемого магнитного поля. Показано, что для 60.5% мест возникновения НМП, обнаруженных с использованием методов фрактального анализа, в этих же местах были выявлены появления нового магнитного потока визуальным методом. В тоже время установлено, что в некоторых местах появлений НМП, найденных визуальным анализом данных, с использованием фрактального метода новый магнитный поток не был зарегистрирован.

Головко А.А., Файнштейн В.Г., Попова Т.Е.

35

С использованием "Ice-cream cone model" по данным SOHO/LASCO рассчитаны трехмерные (3-М) геометрические и кинематические параметры корональных выбросов массы типа гало (ГКВМ) в зависимости от времени для выбросов с различными скоростями. Установлено, что скорость большинства рассмотренных ГКВМ уменьшается со временем. В то же время существует группа самых медленных выбросов, скорость которых со временем растет. Для самых быстрых ГКВМ со скоростью в плоскости неба VBP B > 1500 км/с определены параметры в трехмерном пространстве, как тела выброса, так и связанной с ним ударной волны. Показано, что скорость ударной волны для всех рассмотренных событий превышает скорость тела ГКВМ. Для некоторых рассмотренных событий установлено, что скорость ударной волны со временем медленно приближается к скорости тела ГКВМ. Показано, что движение как быстрых ГКВМ, так и медленных выбросов не является строго радиальным в пространстве. Обнаружена тенденция к уменьшению расстояния между телом ГКВМ и ударной волной с увеличением скорости выброса.

Файнштейн В.Г., Вишнева А.В., Егоров Я.И.

Для 21–23 циклов солнечной активности получены синоптические карты рассчитанной в потенциальном приближении радиальной компоненты магнитного поля B Br B в зависимости от R = (1 - 2.5)Ro (R отсчитывается от центра солнечного диска, Ro-- радиус Солнца). Для каждого оборота Солнца на разных расстояниях R найдена широта границы полярного магнитного поля с преимущественным знаком. Показано, что для периодов минимума, роста и спада солнечной активности эта широта с ростом высоты приближается к экватору. Определены начала и длительности переполюсовки полярного магнитного поля на различных высотах для северного и южного полушарий Солнца. Установлено, что переполюсовка поля может происходить неоднократно. При этом переполюсовка на больших высотах заканчивается на 6-16 кэррингтоновских оборотов раньше, чем на поверхности Солнца. Начало униполярного периода в северной и южной полусфере происходит с разрывом в несколько оборотов Солнца. Для каждой долготы и отдельно для каждой полусферы Солнца радиальная компонента поля усреднялась в диапазоне широт 0 P

oP-40 P

oP. Область долгот с одинаковым знаком усредненного поля

называлась сектором. Число границ между секторами на одной синоптической карте на уровне фотосферы уменьшается при переходе от максимума к минимуму активности и для всех периодов активности это число уменьшается с высотой. Установлено, что периоды вращения TBB B границ между секторами могут быть меньше и больше периода кэррингтоновского вращения Солнца TBCR B, а также совпадать с этим периодом. Оказалось, что границы с TBB B< TBCR B наблюдаются на всех высотах, а границы с TBB B> TBCR B наблюдаются на относительно небольших высотах.

Степанян Н.Н.P

1P, Ахтемов З.С.P

1P, Файнштейн В.Г., Руденко Г.В.

1) КРАО, Украина

Наиболее важные результаты отдела физики Солнца ИСЗФ СО РАН за 2012 г.

36

1. Исследована структура горизонтальных течений плазмы при образовании 54 активных областей в фотосфере Солнца. Обнаружено, что в первые часы выхода магнитного потока на поверхности Солнца наблюдаются обширные области доплеровских скоростей разного знака. Найдена связь между значениями доплеровских скоростей и скоростью роста магнитного потока в первые часы появления активных областей. Рассмотрены все возможные течения в поднимающейся трубке магнитного потока. Установлено, что основной вклад в наблюдаемые скоростные структуры дает стекание выносимой в атмосферу Солнца плазмы, которое в начале выхода магнитного потока имеет значительную горизонтальную компоненту. Обнаружена асимметрия между скоростными структурами ведущей и последующей полярностей, которая проявляется в значениях доплеровских скоростей, времени жизни и размерах скоростных структур. Есть некоторые указания на направленное движение плазмы из ведущей полярности в последующую. Полученные результаты имеют важное значение в развитии теоретических

моделей выхода магнитного потока в атмосферу Солнца. Рис. 1 Горизонтальные течения плазмы в активной области, возникающей на краю солнечного диска. Синяя изолиния соответствует -500 м/с — отрицательный доплеровский сдвиг, красная изолиния соответствует +500 м/с — положительный доплеровский сдвиг. Желтой линией отмечено положение разреза пространственно-временных диаграмм. Обозначения на схеме: V_up — скорость подъема магнитного потока, V_down — скорость стекания плазмы, выносимой в атмосферу Солнца всплывающим магнитным потоком, V_exp — скорость горизонтального расширения магнитного потока, V_dir — скорость направленных течений плазмы внутри всплывающей магнитной структуры.

Публикации:

1. Khlystova A.I., Center-limb dependence of photospheric velocities in regions of emerging magnetic fields on the Sun, Astronomy & Astrophysics, 2011, Vol. 528, A7.

37

2. Khlystova A.I., The Horizontal Component of Photospheric Plasma Flows During the Emergence of Active Regions on the Sun, Solar Physics, DOI: 10.1007/s11207-012-0181-8.

3. Khlystova A.I., The Relationship between Plasma Flow Doppler Velocities and Magnetic Field Parameters During the Emergence of Active Regions at the Solar Photospheric Level, Solar Physics, DOI: 10.1007/s11207-012-0193-4.

2. Выполнен детальный анализ динамики магнитного поля формирующейся

активной области NOAA 11117 от момента появления его в фотосфере и вплоть до завершения образования головного пятна. Использовались данные SDO, полученные с высоким временным и пространственным разрешением: магнитограммы продольного поля, изображения в континууме и в спектральной линии Fe IX 171 A, образующейся в нижней короне. Изображения в крайнем ультрафиолете позволяют непосредственно видеть всплывающие магнитные трубки. Детально изучен процесс формирования головного пятна, образовавшегося в результате слияния трёх объектов разного возраста: пятна с развитой полутенью, поры и быстро растущего пятна с зачаточной полутенью. Рассмотрена динамика магнитного поля при образовании полутени. С возникновением полутени из неё начинается вытекание небольших магнитных образований в виде радиально направленных движений наружу. По мере движения через полутень напряжённость продольного магнитного поля в указанных образованиях уменьшается. При пересечении границы полутени образования либо исчезают, либо продолжают движение через окружающую пятно область ослабленного продольного поля, так называемый «ров». Видимое ослабление продольного поля, скорее всего, связано с увеличением наклона вектора магнитного поля к поверхности. Впервые зарегистрировано вращение магнитного поля в образовавшемся пятне по фильтрограммам в крайнем ультрафиолете (см. рис.2). Когда головное пятно, в целом, сформировалось, в проекции на полутень видны выходящие из тени «лучи», представляющие собой основания магнитных трубок. Отчётливо видно смещение «лучей» относительно центра пятна в направлении против часовой стрелки. Положение «луча», указанного стрелкой, на последнем кадре отмечено отрезком прямой и для сравнения перенесено на первый кадр. Оценка длины дуги, по которой переместился «луч» за 4 часа, даёт полный период обращения ~ 72 часа. Сделано заключение, что образование головного пятна произошло в результате выхода на поверхность ведущего основания всплывающей Ω-трубки, состоящей из нескольких концентраций магнитных арок, не связанных жёстко друг с другом. Всплывающее магнитное поле закручено против часовой стрелки. Высокая динамичность продольного поля в полутени и ближайшей окрестности говорит в пользу моделей «мелкой» полутени, образующейся в результате последовательного всплытия тонких трубок магнитного поля вокруг вертикального основания Ω–трубки.

38

Рис. 2. Фильтрограммы в спектральной линии Fe IX 171 A для ведущего пятна активной области NOAA 11117. Красным показаны контуры тени и полутени пятен. Синий контур соответствуют изолинии продольного магнитного поля -500 Гс. Публикации. Григорьев В.М., Ермакова Л.В., Хлыстова А.И. Динамика трубок магнитного поля в процессе формирования большого солнечного пятна. //Астрон. Журнал, 2012, т.89, 11, С.967-975.

3. Эволюция крупномасштабного магнитного поля Солнца исследована с помощью томографической инверсии магнитограмм. Изменения крупномасштабного поля сопоставлены с развитием пятнообразовательной активности Солнца. В соответствии с обнаруженной ранее закономерностью, показано, что тороидальное магнитное поле текущего цикла сформировалось в цикле 23 на высоких широтах после смены знака полярного магнитного поля Солнца. В начале текущего цикла области, занятые тороидальным полем, достигли гелиоширот около ±30˚, где появились первые группы пятен. По мере дальнейшего развития активности тороидальные магнитные поля продолжили дрейф к экватору вместе с зонами пятнообразования. На рис. 3 показана эволюция тороидального магнитного поля Солнца, построенная по данным томографической инверсии.

39

Рис. 3. Широтно-временная диаграмма тороидального магнитного поля Солнца, изолинии соответствуют значениям ±10, 25, 50, 100 мкТл. Направление экваториального дрейфа указано штриховыми линиями.

В текущем цикле тороидальное поле северного полушария направлено с востока на

запад, в южном полушарии оно имеет противоположное направление. Особенности текущего цикла состоят в том, что напряженность тороидального магнитного поля мала (~ 10 мкТл), а его экваториальный дрейф выражен слабо. Обнаружено, что по напряженности тороидального поля на фазе спада активности предыдущего цикла можно судить о пятнообразовательной активности Солнца в последующем цикле. Исходя из этого соотношения, сделан вывод о том, что аномально слабое тороидальное поле, сформировавшееся в цикле 23, явилось причиной последующего затяжного минимума и относительно медленного развития активности в текущем цикле.

Публикации:

1. Mordvinov A.V., Grigoryev V.M., Peshcherov V.S. Large-scale magnetic field of the Sun and evolution of sunspot activity // Solar Physics, 2012. V. 280. P. 379.

4. Нами установлено, что с учетом круговой симметрии магнитного поля пятна, пространственное распределение мощности различных частотных мод на высотах от температурного минимума (1600) до нижней короны (171) выглядит следующим образом: а) пространственное распределение мощности низкочастотных (5 и 15-минутных) осцилляций в пятне уже на фотосферно- хромосферном уровнях приобретает кольцевую форму (Рис. 1). Диаметр кольца увеличивается с высотой в солнечной атмосфере. Это свидетельствует о том, что низкочастотные осцилляции, распространяясь вдоль наиболее наклонных магнитных трубок, могут достигать верхних слоев – переходной зоны и короны, где распределение их мощности воспроизводит фановые (веерные) структуры, наблюдаемые в 171 А; б) пространственное распределение мощности высокочастотных колебаний (4-8 мГц) хотя и испытывает расширение с высотой, но существенно меньшее, чем для низких частот. Самые высокие частоты (6-8 мГц) концентрируются внутри участков, очерченных границей тени, так как она видна на фотосферном уровне. Это указывает на то, что высокочастотные колебания распространяются преимущественно вдоль вертикальных магнитных трубок. Скорость распространения волнового возмущения, измеренная нами с учетом реальной траектории, составила 26 и 55 км/сек соответственно для интервалов высот 1700Å–304Å и 304Å–

40

171Å . Мы предполагаем, что колебания возбуждаются конвективными движениями в подфотосферных слоях и там же происходит частотная селекция колебаний магнитными структурами. (Доклад на COSPAR, сдана статья в A&A).

Рис.4. Пространственное распределение мощности мощности частотных мод для

разных высот. Темные участки соответствуют большей мощности. Замкнутая кривая – граница тени.

Изучено влияние магнитной и кинетической спиральности турбулентных течений на эволюцию крупномасштабных магнитных полей. На рис. 5a, показано, что взаимодействие спиральности турбулентных МГД течений (вихрь, набегающий снизу) с крупномасштабным сдвиговым течением, U P

(T)P, приводит к

возникновению крупномасштабной ЭДС, перпендикулярно исходному магнитному полю, BP

(T)P, что эквивалентно эффекту дрейфа крупномасштабного поля перпендикулярно

градиенту среднего течения, в направлении средней завихренности, W. Направление дрейфа зависит от знака спиральности турбулентных движений и магнитных полей. Сделана оценка данного эффекта для конвективной зоны Солнца (рис. 5б) и рассмотрены соответствующие модели динамо. Показано, что рассмотренный эффект приводит к немонотонности скорости дрейфа тороидальных полей к экватору в цикле, быстрый дрейф сменяется на медленный (рис. 5в).

41

a) б)

в) Рис. 5 (a)- Иллюстрация возникновения эффекта дрейфа (индуцированная ЭДС перпендекулярна исходному полю, что эквивалентно индукции дрейфа поля); (б)- оценка направлений дрейфа тороидального поля для конвективной зоны Солнца; (в) - пример широтно-временной диаграммы тороидального поля (контуры) и радиального поля.

Публикации:

1. Pipin V.V., Sokoloff D.D., Usoskin I.G. Variations of the solar cycle profile in a solar dynamo with fluctuating dynamo governing parameters // Astron. Astrophys., 2012. V. 542. P. 26.

2. Pipin V.V., Kosovichev A.G. The Asymmetry of Sunspot Cycles and Waldmeier Relations as a Result of Nonlinear Surface-shear Shaped Dynamo // Astrophys. J. 2012. V. 741. P. 1.

Основные результаты отдела Радиоастрофизики ИСЗФ СО РАН в 2012 г. по физике Солнца Разработаны методы расчета дифференциального вращения для звезд различных масс, возрастов и скоростей вращения. Показано, что основными являются зависимости величины дифференциального вращения от эффективной температуры и скорости вращения звезды, которые могут быть проверены в наблюдениях. В частности, теория предсказывает увеличение дифференциального вращения с ростом эффективной температуры. В то же время обнаружено, что при большей неоднородности вращения на горячих звездах генерация магнитных полей на них менее эффективна из-за роста турбулентной вязкости. (ИСЗФ СО РАН) Kitchatinov L.L., Olemskoy S.V. Differential rotation of main-sequence dwarfs: predicting the dependence on surface temperature and rotation rate, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 423, 3344, 2012

42

В приближении нелинейной геометрической акустики решена задача падения изначально плоского фронта быстрой магнитозвуковой волны на двумерную магнитную нулевую точку. Обнаружена определяющая роль нелинейности в распространении волны. Аналитический расчет показал, что нелинейность приводит к распространению волны через нулевую точку даже в случае холодной плазмы, уменьшая эффект кумуляции волновой энергии. Выявлено, что вокруг нулевой точки формируется сложная каустическая особенность, на которой амплитуда волны значительно возрастает. Обусловленный этим нагрев плазмы рассредоточен в пространстве вокруг нулевой точки. Выполнен аналитический расчет показавший, что линейное возмущение неизбежно превращается в ударную волну при приближении к нулевой точке, тогда как амплитуда ударной волны при этом не возрастает. Получено, что существенный нагрев плазмы возникает также вне каустики в окрестности нулевой точки из-за сильного нелинейного затухания волны. (ИСЗФ СО РАН)

A.N. Afanasyev, A.M. Uralov, Modelling the Propagation of a Weak Fast-Mode MHD Shock Wave Near a 2D Magnetic Null Point, Using Nonlinear Geometrical Acoustics, Solar Physics: Volume 280, Issue 2 (2012), Page 561-574, DOI: 10.1007/s11207-012-0022-9 Геоэффективность пришедшего к Земле КВМ определяется, в частности, силой геомагнитной бури и величиной Форбуш-эффекта. Чем сильнее буря и значительней Форбуш-понижение, тем быстрее движется КВМ. Возможен, однако, способ ранней диагностики геоэффективности КВМ, направленных к Земле. Такая диагностика основана на измерении полного фотосферного магнитного потока, безотносительно к знаку поля, внутри областей EUV димминга и корональных аркад. Чем больше этот поток, тем раньше и тем сильнее будет геомагнитная буря. (ИЗМИРАН, ИСЗФ СО РАН) Chertok, I. M., Grechnev, V. V.; Belov, A. V.; Abunin, A. A. Magnetic Flux of EUV Arcade and Dimming Regions as a Relevant Parameter for Early Diagnostics of Solar Eruptions - Sources of Non-Recurrent Geomagnetic Storms and Forbush Decreases, eprint arXiv:1209.220, Solar Physics, Online First При исследовании источников цугов трехминутных колебаний в микроволновом излучении, расположенных над солнечными пятнами, выявлены тонкоструктурные детали, связанные с образованием следов от распространяющихся волн. Обнаружены дрейфы частоты во время эволюции цуга, которые можно объяснить как суперпозицией излучения нескольких одновременно существующих источников колебаний с различной частотной и пространственной локализацией, так и дисперсионной эволюцией волновых пакетов, распространяющихся вдоль магнитных трубок. (ИСЗФ СО РАН, ГАО) Sych, R.; Zaqarashvili, T. V.; Nakariakov, V. M.; Anfinogentov, S. A.; Shibasaki, K.; Yan, Y. Frequency drifts of 3-min oscillations in microwave and EUV emission above sunspots, Astronomy & Astrophysics, 539, id.A23, 2012 Изучено редкое вспышечное событие, во время которого в полосе приема Сибирского солнечного радиотелескопа наблюдалось несколько десятков дрейфующих узкополосных всплесков в течение минутного интервала. Уникальные наблюдения пространственных характеристик на двух частотах одновременно позволили не только локализовать источники излучения во вспышечной области, но и измерить скорости движения источников излучения вдоль вспышечной петли. Источники концентрировались около вершины вспышечной петли в компактной области с размерами несколько тысяч км и относительно высокой плотностью плазмы. Низкие скорости движения источников

43

относительно кинетических скоростей излучающих электронов указывают на высокую степень анизотропии электронов, ускоряемых во вспышках. (ИСЗФ СО РАН) Meshalkina N.S., Altyntsev A.T., Zhdanov D.A., Lesovoi S.V., Kochanov A.A.; Yan Y. H., Tan C.M. Study of Flare Energy Release Using Events with Numerous Type III-like Bursts in Microwaves, Solar Physics, 2012, Volume 280, Issue 2, pp.537 - 549 Обнаружено, что в горячих корональных источниках, появляющихся за несколько минут до взрывной стадии роста жесткого рентгеновского излучения, уже реализуются условия для ускорения электронов до релятивистских энергий. Отсутствие жесткого рентгеновского излучения обусловлено в этих источниках не спектральными характеристиками ускоренных электронов, а их малым количеством. Таким образом, в начальной стадии таких вспышек идет преимущественно нагрев плазмы в корональных источниках до температур в десятки миллионов градусов, а эффективность ускорения электронов критически зависит от процесса инжекции частиц в режим ускорения. (ИСЗФ СО РАН, ФТИ им.Иоффе) Altyntsev A.A., Fleishman G.D., Lesovoi S.V., Meshalkina N.S. Thermal to Nonthermal Energy Partition at the Early Rise Phase of Solar Flares, Astrophysical Journal, 2012, 758, 138 Kashapova L.K., Meshalkina N.S., Kisil M.S. Detection of acceleration processes during the initial phase of the 12 June 2010 flare, Solar Physics, V. 280, Issue 2, pp.525-535 Разработан алгоритм восстановления магнитной структуры в бессиловом нелинейном приближении по измерениям вектор-магнитограмм на уровне фотосферы, включающий новый метод разрешения 180-градусной неопределенности в азимуте поперечной компоненты на вектор-магнитограммах фотосферного магнитного поля. Это обеспечивает корректную постановку граничных условий в задаче экстраполяции магнитных полей с уровня фотосферы в корону. На тестовых примерах показано, что разработанные методы обеспечивают высокое соответствие рассчитанных полей с модельными даже для лимбовых событий. С помощью программного обеспечения, реализующего алгоритм SFQ, были обработаны все векторные магнитограммы, полученные орбитальной обсерваторией Hinode с 2006 по 2011 годы. Доступ к магнитограммам с разрешённой 180-градусной неопределённостью открыт на сайте HTUhttp://bdm.iszf.irk.ru/sfq_hinode/SFQ_Hinode.htmUTH. Архив содержит, как изображения в формате png, так и данные полного вектора магнитного поля в формате FITS. (ИСЗФ СО РАН) Rudenko, G. V.; Anfinogentov, S. A. Super Fast and Quality Azimuth Disambiguation, arXiv:1104.1228, 2012 Проведен анализ наблюдений редкого типа когерентного микроволнового излучения типа «зебра» на частотах выше 6 ГГц, произошедшего во время первой вспышки Х класса в 24 цикле солнечной активности. Использовались данные пространственно разнесенных обсерваторий Хуайроу (SBRS/Huairou) на частотах 6.4-7.0 ГГц (ZP1) и 2.60~2.75 ГГц (ZP2), а также широкополосного радиоспектрометра обсерватории Юннань (SBRS/Yunnan) на частоте 1.04~1.13 ГГц (ZP3). Исследовалась необычно высокочастотная (ZP1, вплоть до 7 Ггц) зебра структура, возникшая на ранней стадии роста излучения вспышки, а также низкочастотные ZP2, ZP3 на стадии затухания. Анализ данных позволил интерпретировать излучение в рамках модели с двойным плазменным резонансом и оценить величину магнитного поля в источниках зебра структур: ZP1 (230-345 Гс), ZP2 (126-147 Гс) и ZP3 (23-26 Гс). (ИСЗФ СО РАН) Tan, Baolin; Yan, Yihua; Tan, Chengming; Sych, Robert; Gao, Guannan Microwave Zebra Pattern Structures in the X2.2 Solar Flare on 2011 February 15 Astrophysical Journal, Volume 744, Issue 2, article id. 166, 2012

44

Научный отчет САО РАН

по исследованиям Солнца

за 2012 год

ИСПОЛНИТЕЛЬ Специальная астрофизическая обсерватория РАН;

Санкт-Петербургский Филиал

Руководитель направления в САО РАН д.ф.м.н. зав.отд. В.М.Богод

45

Санкт-Петербург – Нижний Архыз 2012г.

Результат 1

Природа пекулярных радиоисточников, расположенных над линией раздела фотосферного магнитного поля в активной области.

Получены новые данные о природе пекулярных радиоисточников расположенных над линией раздела фотосферного магнитного поля в активной области. Такие объекты присутствуют во вспышечных активных областях и являются кандидатами источников первичного разогрева плазмы в активных областях.

Эти радиоисточники являются наиболее яркими и широкими объектами в активных областях, в связи с чем, они трудно регистрируются с помощью радиогелиографов. Построены спектры потоков и степени поляризации таких источников в диапазоне 4-17 ГГц на РАТАН-600. Результаты моделирования указывают, что их интенсивное излучение и слабая поляризация могут быть объяснены циклотронным тепловым излучением в поперечном магнитном поле На примерах анализа спектральных характеристик излучения нескольких активных областей показано, что NLSs возникают в широком диапазоне их размеров и потоков излучения. В зависимости от расстояния между расположением противоположных магнитных полей яркость этих радиоисточников может меняться от

KT 510= до KT 710= с показателем спектра от 0.7 до 4, а их размеры могут варьироваться от десятков угловых секунд до нескольких угловых минут, покрывая всю активную область в дециметровом диапазоне волн и превращаясь в так называемое Гало. На рис. приведен пример регистрации активной области с источником NLS в ее центре

Рис.а скан NOAA для 27и 28/11/2012 В центре источник B ( NLS) в сравнении ссо структурой магнитного поля по данным MDI SOHO

Рис.б Спектр потока излучения NLS

Рис.в. Спектры степени поляризации для пятенных источников (A и D) и NLS(B)

Наиболее вероятной гипотезой для NLS является расположение этих источников в

верхней части корональной арки (или аркады). Интерпретация радиоизлучения источников над линией раздела магнитных полярностей состоит в учете расположения этих источников в верхней части корональной арки (или аркады) и учете особенностей магнитного поля в межпятенной области. Она описывается в рамках циклотронного механизма генерации радиоволн и согласуется со слабой поляризации NLS, и показывает спектральные характеристики излучения качественно, соответствующие излучению таких источников. Авторы: Богод В.М. P

1P, Кальтман Т.И.P

1P, Яснов Л.В.P

2P

P

1P- СПбФ САО РАН, г. Санкт-Петербург, Россия, HTUarles@mail.ruUTTH T

4 6 8 10 12 14 16 18-0.7

-0.6

-0.5

-0.4

-0.3

-0.2

-0.1

0.0

0.1

Frequency, GHz

Deg

ree

of p

olar

izat

ion

4 6 8 10 12 14 16 180.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

1.8

Inte

nsity

flux,

s.f.u

.

Frequency, GHz

sun: 2011/11/27: 3.00[cm]

Ta

Source B

Source A Source D

Source C

-546" -315"-489" -431" -373"

sun: 2011/11/28: 3.00[cm]

TaSource B

Source A Source D

Source C

-440" -65"-346" -253" -159"

300 K200 K

46

P

2P- СПбГУ, г. Санкт-Петербург, Россия, HTUleonid.yasnov@mail.ruUTH.

Публикации 1.Богод В.М., Кальтман Т.И., Яснов Л.В. О свойствах микроволновых источников, расположенных над нейтральной линией радиального магнитного поля. Астрофизический бюллетень, 2012, т.67, 4, стр.441 (eng.version p.425). 2..В.М.Богод, Т.И.Кальтман, Л.В. Яснов О свойствах микроволновых источников над нейтральной линией радиального магнитного поля. Труды в сборнике "Солнечная и солнечно-земная физика-2012 стр.179-182

Результат 2 «Магнитные поля в нижней короне Солнца по сопоставлению наблюдательных и

модельных спектральных данных». По сопоставлению наблюдательных радиоастрономических и модельных данных развита методика измерений магнитных полей солнечных активных областей в нижней короне, которая основана на спектрально-поляризационных микроволновых наблюдательных данных РАТАН-600, реконструкции нелинейного бессилового магнитного поля и модельных расчетах циклотронного излучения. Сравнительный анализ пространственной структуры радиоизлучения, рассчитанного на основе реконструированного магнитного поля, с многоволновыми сканами в широком микроволновом диапазоне волн, зарегистрированными на РАТАН-600, позволяет локализовать в активной области места повышенной электронной плотности и дополнительного нагрева корональной плазмы. При этом, удовлетворительное согласие между модельными расчетами и наблюдательными данными удается достичь не только для областей с простейшей структурой типа одиночного пятна[1, 2],, но и для комплексных активных областей со сложной магнитной структурой, содержащих пекулярные (NLS) и пятенные источники, флоккулы и другие объекты.

Рис.А. Слева: силовые линии реконструированного магнитного поля, наложенные на магнитограмму Hinode. Справа: сканы АО 11389 01.01.2012 на длинах волн 3.5 и 5.0 см в полном (сплошные линии) и поляризованном (пунктирные) излучении, сглаженные с ДНА РАТАН-600. В верхнему ряду показаны данные наблюдений на РАТАН-600, в нижнем –– модельные расчеты циклотронного излучения: смещение максимума интенсивности указывает на присутствие дополнительного источника нагрева (NLS). Авторы:

Кальтман Т.И.P

1P, Богод В.М.P

1P, Ступишин А.Г.P

2P, Яснов Л.В.P

2P

P

1P- СПбФ САО РАН, г. Санкт-Петербург, Россия, HTUarles@mail.ruUTTH T

47

P

2P- СПбГУ, г. Санкт-Петербург, Россия, HTUleonid.yasnov@mail.ruUTH.

Публикации.

1. V. M. Bogod, A. G. Stupishin and L. V. Yasnov. Magnetic Fields of Active Regions at Coronal Heights. 2012, Solar Physics: Volume 276, Issue 1, P. 61-73.

2. Кальтман Т.И., Богод В.М., Ступишин А. Г., Яснов Л.В. О высотной структуре коронального магнитного поля АО 10933. АЖ, 2012, том 89,10, с. 872–882.

3. Т.И.Кальтман, В.М.Богод, А.Г.Ступишин, Л.В.Яснов. Магнитные поля в нижней короне Солнца

по сопоставлению наблюдательных и модельных спектральных данных. Труды в сборнике "Солнечная и солнечно-земная физика-2012 стр. 175-178

Результат 3 Обнаружение субсекундных колебаний в слабой вспышке.

Впервые зарегистрированы субсекундные импульсы с временным разрешением 7мс на РАТАН-600 в диапазоне от 3.5 до 8 Ггц, что подтверждено независимыми наблюдениями на Сибирском Солнечном Спектрополяриметре (СССП) в диапазоне 4-8 ГГц. Эти импульсы возникают на импульсной фазе вспышки и накладываются на всплески большей продолжительности. Сопоставление временных профилей и спектров для микроволнового и жесткого рентгеновского излучения (данные КА HESSI и FERMI) и моделирование гиросинхротронного излучения указывает, что природа этих субсекундных колебаний в слабой вспышке определяется единой популяцией электронов и единым высокотемпературным источником излучении с температурой более 30 МК. Субсекундные импульсы (ССИ) были зарегистрированы во время солнечной вспышки класса С2.4, которая произошла 10 августа 2011 года в активной области 11263 вблизи западного лимба с максимумом в 9:35 UT (рисунок 1 левая панель). Особенностью этой вспышки является то, что основным источником вспышечного излучения (как микроволнового, так и рентгеновского) в данном событии был высокотемпературный источник (T> 30 MK) [1]. Сравнение временных профилей ССИ, полученных на РАТАН-600 и СССП, свидетельствует о компактности источника данных импульсов. Корреляция временных профилей ССИ в микроволновом диапазоне с рентгеновским излучением в диапазоне 11.4- 26.3 кэВ указывает на то, что микроволновое излучение было сгенерировано электронами с энергией около 50 кэВ. Таким образом, источник генерации ССИ, также как и источник основного вспышечного излучения, был связан с высокотемпературным источником. Наиболее вероятным механизмом данных пульсаций является плазменный механизм.

48

Рис.1. Левая панель: Вспышечная петля (изображение в ВУФ 94 А AIA/SDO) и скан полученный на РАТАН-600 в 09:34:25 UT на частоте 5.7 ГГц. Правая панель: Динамический спектр, полученный Сибирским солнечным спектрополяриметром (негатив) и временные профили рентгеновского излучения в диапазонах 11.4- 26.3 кэВ (сплошная линия) и 26.3- 49.9 кэВ (штриховая линия), полученные КА FERMI.

Авторы Кашапова Л.К.P

1P, Тохчукова С.Х.P

2P, Жданов Д.А.P

1P, Богод В.М.P

2P

P

1P- Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия, lkk@iszf.irk.ru

P

2P- СПбФ САО РАН, г. Санкт-Петербург, Россия, vbog_spb@mail.ru

UПубликации.U

1. L.K. Kashapova, G.V. Rudenko, S.K. Tokhchukova, V.M. Bogod, A.A. Muratov: On the possible mechanisms of energy release in C-class flares. Submitted to Central European Astrophysical Bulletin, 2012.

2. Кашапова Л.К.,Тохчукова С.Х., Жданов Д.А., Богод В.М., Руденко Г.В. Субсекундные колебания во вспышке 10 августа 2011 по наблюдениям на РАТАН -600 и Сибирском Солнечном Спектрометре диапазона 4-8 Ггц. Труды конф. Солнечная и солнечно-земная физика-2012, ГАО РАН, 2012, сдано в печать

Результат 4 О кольцевой структуре источника циклотронного излучения на примере активной области NOAA 11140 по наблюдениям с высоким пространственным разрешением

Благодаря использованию наблюдений с предельно высоким угловым разрешением в 1 угл. сек. получено распределение яркости циклотронного излучения над солнечным пятном, показавшее, что максимальная степень поляризации этого излучения достигается в области границы тень-полутень пятна, образуя кольцеобразную структуру изображения источника радиоизлучения. Это свойство, предсказываемое теорией источников циклотронного излучения, впервые получило подтверждение с высокой степенью достоверности. При этом обнаружилось, что температура корональной плазмы над пятном достигает весьма высоких значений ~ 5 MK, что в два раза превышает оценки, получаемые по наблюдениям с более низким угловым разрешением. Основное значение полученного результата лежит в области фундаментальных исследований физики Солнца и состоит в уточнении физических параметров горячей корональной плазмы, находящейся в условиях сильного магнитного поля солнечных пятен. Эти условия очень трудно создать в лаборатории на Земле для решения известных задач прикладного характера.

49

Рис. 1 Верхний ряд - модель источника циклотронного излучения над солнечным пятном (фотосферное магнитное поле Нmax=2,6 кГс), рассчитанная для частоты 4,9 ГГц [Hildebrant et al., 1984]. Слева – распределение оптической толщи и положения гироуровней в вертикальном сечении плоскостью, проходящей через центр источника, справа – модельные распределения яркостной температуры (Tb) и степени поляризации (р) в картинной плоскости. Нижний ряд – полученные в наблюдениях солнечного затмения 04.01.2011 г. на волне 6,2 см. одномерные распределения интенсивности (I), круговой поляризации (V) и степени поляризации (p) и рассчитанные по ним квазидвумерные распределения яркостной температуры (Tb) и степени поляризации (p). По наблюдениям с высоким угловым разрешением ~ 1угл.сек выявлен источник циклотронного излучения, имевший кольцеобразную структуру изображения. Источник расположен в солнечной короне над главным пятном активной области NOAA 11140. Наблюдения выполнены во время солнечного затмения 04.01.2011 г. с помощью двух радиотелескопов РТ-32, работавших на волнах 3.5, 6.2 и 13 см и регистрировавших параметры Стокса I и V. Особенности структуры интерпретируются в рамках известной теории циклотронного радиоизлучения горячей корональной плазмы (2-4 МК) в присутствии сильного магнитного поля солнечного пятна (~ 3 кГс). Авторы: Петерова Н.Г.P

1P, Коржавин А.Н.P

1P, Топчило Н.А.P

2P

P

1P- СПбФ САО РАН, г. Санкт-Петербург, Россия, HTUarles@mail.ruUTTH T

P

2P- СПбГУ, г. Санкт-Петербург, Россия, HTUtop@astro.spbu.ruUTH

Публикации . Коржавин А.Н., Петерова Н.Г., Топчило Н.А. О кольцеобразной структуре источника циклотронного излучения над солнечным пятном по наблюдениям с разрешением в 1 угл. сек. Геомагнетизм и Аэрономия, 22012, Vol. 52, No. 7, pp. 867-874. Полный список публикаций в 2012г.

1. V.M. Bogod, A. G. Stupishin and L.V. Yasnov. Magnetic Fields of Active Regions at

Coronal Heights. 2012, Solar Physics: Volume 276, Issue 1, P. 61-73. 2. Кальтман Т.И., Богод В.М., Ступишин А.Г., Яснов Л.В. О высотной структуре

коронального магнитного поля АО 10933. Астрономический журнал, 2012, том 89,10, с. 872–882.

50

3. Богод В.М., Кальтман Т.И., Яснов Л.В. О свойствах микроволновых источников, расположенных над нейтральной линией радиального магнитного поля. Астрофизический бюллетень, 2012, т.67, 4, стр.441 (eng.version p.425).

4. А.Н.Коржавин, В.Н.Львов, С.Х.Тохчукова, С.Д.Цекмейстер Развитие эфемеридной поддержки наблюдений удалённых радиоисточников и объектов солнечной системы на радиотелескопе РАТАН-600. Астрофизический бюллетень т.67, 2, стр.237.

5. Л.В. Опейкина, Е.К. Майорова, А.Н. Коржавин. Поляризационные эффекты при наблюдении Солнца на РАТАН-600 в режиме “Южный сектор с Перископом”. Астрофизический бюллетень, т.67, 1, стр.95

6. Коржавин А.Н., Петерова Н.Г., Топчило Н.А. О кольцеобразной структуре источника циклотронного излучения над солнечным пятном по наблюдениям с разрешением в 1 угл. сек. Геомагнетизм и Аэрономия, 22012, Vol. 52, No. 7, pp. 867-874.

7. V. N. Borovik, I. Yu. Grigor'eva, and A. N. Korzhavin Local Maximum in the Microwave Spectrum of Solar Active Regions as a Factor in Predicting Powerful Flares Geomagnetism and Aeronomy, 2012, Vol. 52, No. 8, pp. 1032-1043.

8. Петерова Н.Г., Агалаков Б.В., Борисевич Т.П., Лубышев Б.И., Опейкина Л.В., Топчило Н.А. Динамика и структура активной области NOAA 7123 по наблюдениям на VLA, РАТАН-600, ССРТ и БПР, Труды в сборнике "Солнечная и солнечно-земная физика-2012", стр. 305-308

9. Кашапова Л.К., Тохчукова С.Х., Жданов Д.А., Богод В.М., Руденко Г.В. Субсекундные колебания во вспышке 10 августа 2011 по наблюдениям на РАТАН-600 и Сибирском Солнечном Cпектрополяриметре диапазона 4-8 ГГц, Труды в сборнике "Солнечная и солнечно-земная физика-2012 стр. 243-246

10. Голубчина О.А., Коржавин А.Н.TРаспределение яркостной температуры в полярной области Солнца по данным наблюдений на РАТАН-600 в сантиметровом диапазоне длин волнT, Труды в сборнике "Солнечная и солнечно-земная физика-2012 стр.T T 207-210

11. Богод В.М., Кальтман Т.И., Ступишин А.Г., Яснов Л.В. Магнитные поля в нижней

короне Солнца по сопоставлению наблюдательных и модельных спектральных данных, Труды в сборнике "Солнечная и солнечно-земная физика-2012 стр. 175-178

12. Богод В.М., Кальтман Т.И., Яснов Л.В. О свойствах микроволновых источников над нейтральной линией радиального магнитного поля, Труды в сборнике "Солнечная и солнечно-земная физика-2012 стр.179-182

13. Абрамов-Максимов В.Е., Боровик В.Н., Опейкина Л.В. Эволюция микроволнового излучения активной области NOAA 11263 перед вспышкой X6.9 (август, 2011 г.) Труды в сборнике "Солнечная и солнечно-земная физика-2012 , стр. 151-154

14. Опейкина Л.В., Майорова Е.К., Коржавин А.Н Паразитные поляризационные эффекты при наблюдении Солнца на РАТАН-600 Труды ИПА РАН, вып.24, 2012, стр. 337-341.

15. Майорова Е.К., Опейкина Л.Расчет поляризационных характеристик РАТАН-600 с учетом дифракционных эффектов Труды ИПА РАН, вып.24, 2012, стр. 156-160.

16. С. В. Яковлев, В. В. Якунин, А. А. Стороженко, Н. Н. Бурсов, В. Б. Хайкин Результаты геодезических измерений топографии поверхности и точности позиционирования щитов РАТАН-600 лазерным трекером API tracker 3 Труды ИПА РАН, вып.24, 2012, стр. 103-108.

17. Лебедев М.К., Хайкин В.Б., Богод В.М. Характеристики радиотелескопа РАТАН-600 в режиме работы с третичным зеркалом на волне 8 мм. Труды ИПА РАН, вып.24, 2012, стр. 62-69.

18. Великотный М.А., Хайкин В.Б., Стороженко А.А., Богод В.М Применение колес с биконической поверхностью катания для решения задачи высокоточного позиционирования облучателей РАТАН-600 Труды ИПА РАН, вып.24, 2012, стр. 134-139.

51

19. Богод В.М., Рябуха В.С., Хайкин В.Б., Призов П.В., Лебедев М.А., Стороженко А.А., Хенталов А.В., Рябуха Ю.В., Яковлев С. Результаты поисковых исследований по улучшению качественных характеристик радиотелескопа РАТАН-600 Труды ИПА РАН, вып.24, 2012, стр. 46-56.

20. В. Б. Хайкин, В. Н. Радзиховский, C. Е. Кузьмин Высокоточные радиометры на 22 и 36 ГГц для непрерывного мониторинга поглощения атмосферы на радиотелескопе РАТАН-600 Труды ИПА РАН, вып.24, 2012, стр. 199-205.

В печати

1. L.K. Kashapova, G.V. Rudenko, S.K. Tokhchukova, V.M. Bogod, A.A. Muratov: On the

possible mechanisms of energy release in C-class flares. Submitted to Central European Astrophysical Bulletin, 2012.

2. А.М. Финкельштейн P

1P, И.А. РахимовP

1P, А.А. ДьяковP

1P, А.Н. КоржавинP

2P, Н.А.

Топчило P

3P, М.Л. Свешников P

1P, Н.Г. Петерова P

2 PНаблюдения солнечного затмения

04.01.2011 г. на двух радиотелескопах РТ–32 (Светлое и Зеленчукская): первые результаты. Труды ИПА, 2012

3. О.А. Голубчина, А.Н. Коржавин, «Распределение яркостной температуры радиоизлучения полярной области Солнца в сантиметровом диапазоне длин волн», Сдана в печать в Астрофиз Бюллетень, 2012.

Участие в конференциях.

7-ая ежегодная конференция "Физика плазмы в солнечной системе" 6- 10 февраля 2012 г., ИКИ РАН, Москва. Кальтман Т.И., Богод В.М., Ступишин А.Г., Яснов Л.В. «Структура магнитного поля и радиоизлучение пятенного источника в активной области» Он-лайн публикация: http://plasma2012.cosmos.ru/presentations Голубчина О.А., Коржавин А.Н., Тохчукова С.Х., «Распределение яркостной температуры в приполюсной корональной дыре Солнца по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН-600», Физика Солнца и 24-й цикл” 2 - 8 сентября 2012 г. Научный, Крым, Украина. Петерова Н.Г., Коржавин А.Н., Топчило Н.А. "Кольцеобразный источник циклотронного излучения в активной области NOAA 11140 по наблюдениям с высоким пространственным разрешением 1 угл.сек."

Богод В.М., Кальтман Т.И., Ступишин А.Г., Яснов Л.В. «О высотной структуре сложной активной области по спектрально-поляризационным радиоданным». XVI всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца "Солнечная и солнечно-земная физика-2012" (24-28 сентября 2012 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН)

52

Петерова Н.Г., Агалаков Б.В., Борисевич Т.П., Лубышев Б.И., Опейкина Л.В., Топчило Н.А. ДИНАМИКА и СТРУКТУРА АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ NOAA 7123 по НАБЛЮДЕНИЯМ на VLA, РАТАН-600, ССРТ и БПР. Кальтман Т.И., Богод В.М. Ступишин А.Г., Яснов Л.В. «Магнитные поля в нижней короне Солнца по сопоставлению наблюдательных и модельных спектральных данных». Богод В.М., Кальтман Т.И., Яснов Л.В. «О свойствах микроволновых источников над нейтральной линией радиального магнитного поля». Алиссандракис К.Е., Богод В.М., Кальтман Т.И., Тохчукова С.Х. «Свойства мелкомасштабной компоненты (хромосферной сетки ) по многоволновым наблюдениям на РАТАН-600». Кашапова Л.К., Тохчукова С.Х., Жданов Д.А., Богод В.М. Субсекундные колебания во вспышке 10 августа 2011 г по наблюдениям на РАТАН-600 и Cибирском Cолнечном Cпектрометре диапазона 4-8 ГГц. XII Finnish-Russian Symposium on Radioastronomy, October 15-18,2012 (Lammi Biological Station of Helsinki University, Finland) T.I. Kaltman, V.M. Bogod, L.V. Yasnov, A.G. Stupishin «Magnetic fields in the low solar corona: the observational spectral data by comparison with the modeling». T.I. Kaltman «Diagnostic modeling of radio emission of solar active regions». XIIth Hvar Astrophysical Colloquium - The Sun and Heliosphere, 3 - 7 September 2012, Hvar, Croatia L.K. Kashapova, G.V. Rudenko, S.K. Tokhchukova, V.M. Bogod, A.A. Muratov: On the possible mechanisms of energy release in C-class flares. Submitted to Central European Astrophysical Bulletin, 2012. Workshop “Solar Physics with Radio Observations,” Twenty Years of Nobeyama Radio Observations”, November 20-23, 2012, Nagoya, Japan

V.M. Bogod, G.B.Gelfrekh and his research activities in solar radio astronomy.

V.M. Bogod, : Spectral-polarization data at RATAN-600 as additional view to NoRH

observations,

V.M. Bogod, RATAN-600. To-day observations and future directions.

53

Институт прикладной физики РАН Отчет за 2012 г

1.Обнаружена корреляция квазипериодических изменений электрического тока в

корональных магнитных петлях с 5-минутными осцилляциями скорости фотосферной конвекции. Показано, что квазипериодические изменения тока, вызванные 5-минутными колебаниями, сопровождаются генерацией индукционного электрического поля, что приводит к периодическому ускорению частиц с периодом, приблизительно равным половине периода 5-минутных колебаний. Ускоренные частицы, сталкиваясь с плазмой, отдают ей свою энергию, что приводит к нагреву корональных магнитных петель и поддержанию относительно высокой температуры в течение длительного времени. Этот процесс можно рассматривать как нагрев корональных магнитных петель микровспышками, инициированными 5-минутными осцилляциями скорости фотосферной конвекции. Вычислена усредненная функция нагрева плазмы в корональных магнитных петлях, а также соответствующие значения температур в зависимости от амплитуды осцилляций скорости в 5-минутных колебаниях Авторы: В.В. Зайцев (ИПФ РАН), К.Г.Кислякова (ИПФ РАН, Инст. космич. Исследований Австрийской академии наук) Литература. 1. К. Г. Кислякова, Проявление микровспышек в модуляции микровол- нового излучения корональных магнитных петель // Известия вузов. Радиофизика.— 2011.— Т. 54, 11.— С. 799–815. 2. . В.В. Зайцев, К.Г. Кислякова, Микровспышки, инициируемые 5-минутными фотосферными осцилляциями, Известия Вузов. Радиофизика, 2012, принята к публикации.

Событие 10.04.2001. Верхняя панель - интенсивность микроволнового излучения на частоте 2 ГГц по наблюдениям спектрополяриметра «Нобеяма» на частоте 2 ГГц, Нижние панели - спектры низкочастотной модуляции микроволнового излучения на частотах 1, 2

54

и 3,75 ГГц, полученные с использованием преобразования Вигнера-Вилля и показывающие проявление 5-минутных фотосферных осцилляций в модуляции излучения.

2. Исследована тесная аналогия между солнечным радиоизлучением, обладающим квазигармонической структурой спектра, и одной из компонент микроволнового радиоизлучения пульсара в Крабе в виде так называемой «зебра-структуры». Механизм радиоизлучения этой компоненты может быть обеспечен неустойчивостью на двойном плазменном резонансе и реализован в экстраординорных условиях, а именно - в нерелятивистской плазме с относительно слабым магнитным полем. Указано на возможные модели источника излучения в форме магнитной ловушки, либо нейтрального токового слоя с поперечным магнитным полем, локализованных в коротирующей области магнитосферы пульсара вдали от поверхности нейтронной звезды. Авторы: В.В. Железняков, В.В. Зайцев, Е.Я. Злотник (ИПФ РАН) Литература: В.В. Железняков, В.В. Зайцев, Е.Я. Злотник, Об аналогии между зебра-структурой в радиоизлучении Солнца и пульсара в Крабе, Письма в Астрономический журнал, 2012, Т.38, 9, С. 660-676.

Динамический спектр типа зебра-структуры в микроволновом излучении пульсара NP 0532 (Хэнкинс и Эйлек, 2007) 3. Некоторые из активных нейтронных звезд - Soft Gamma Repeaters –показывают высокодобротную квазипериодическую модуляцию рентгеновского излучения с частотами 20-2500 Гц на стадии «пульсирующего хвоста». Предложена диагностика горячей магнитосферной плазмы нейтронной звезды (trapped fireball plasma) – источника пульсаций – на основе метода корональной сейсмологии. Горячая магнитосферная плазма (trapped fireball) моделируется системой токонесущих магнитных петель –эквивалентных электрических контуров. Указанный подход дает следующие магнитосферные параметры для источников SGR 0526-66, SGR 1806-20, and SGR 1900-14: электрический ток I ≈ 10P

18 P-

10 P

19P A, магнитное поле B ≈ 10P

12 P-10 P

13P G и плотность электронов n ≈ 10P

15 P-10P

16P cmP

-3P.

Рассмотрены механизмы возбуждения пульсаций, обусловленные самовозбуждением колебаний эквивалентного электрического контура в случае небольших электрических токов и параметрическим резонансом. Авторы: А.В. Степанов (ГАО РАН), В.В. Зайцев (ИПФ РАН). Литература:

55

A.V. Stepanov, V.V. Zaitsev, 2012, Electric current diagnostics in the magnetosphere of neutron stars using coronal seismology method, TIAU Symposium 291 TT. Neutron Stars and Pulsars: Challenges and Opportunities after 80 years. IAU General Assembly XXVIII — 20-31 August 2012, Beijing, China..Program. TА.В. Степанов, В.В. Зайцев, В.М. Накаряков, Корональная сейсмология, 2012, УФН, Т.182, 9, С.3-7. 4. Одним из современных вызовов в физике Солнца являются наблюдения интенсивного пульсирующего, с периодом 0.1 – 5 с, излучения солнечных вспышек на частотах 212 и 405 ГГц (Kaufmann et al. ApJ 697 420, 2009). Суб-терагерцовое излучение объяснялось как на основе синхротронного механизма излучения высокоэнергичных (> 10 МэВ) электронов в сильном (≥ 2000 Гс) магнитном поле (Kaufmann et al. 2009), так и черенковским излучением электронов, ускоренных в хромосфере (Fleishman & Kontar, ApJ 709, L127, 2010). В то же время нельзя исключать и плазменный механизм суб-терагерцового излучения, который весьма эффективен в микроволновом излучении вспышек. Анализ показал, что «просветление» хромосферы в суб-терагерцовом диапазоне относительно плазменного механизма радиоизлучения вблизи ленгмюровской частоты требует большой концентрации ионизованной компоненты плазмы в области хромосферы n ~10P

15P смP

-3P и пучков (100-500) кэВ электронов с плотностью n B1 B/n ≥ 10P

-6P. Это возможно при

нагреве хромосферы во вспышке до температуры (1-3)×10P

6P К и эффективном

ускорительном механизме. Оба процесса обеспечиваются баллонной неустойчивость, приводящей к проникновению языков частично ионизованной плазмы в токонесущую вспышечную арку в её хромосферной части. Пульсации с периодами от десятых долей секунды до нескольких секунд и глубиной модуляции 5-8 % вызываются БМЗ-колебаниями оснований вспышечной арки, модулирующими процесс ускорения электронов. Наблюдаемая частота пульсаций накладывает ограничение на размер источника суб-терагерцового излучения, который должен быть весьма компактным, ≤ 1000 км. Это затрудняет интерпретацию на основе синхротронного и гиросинхротронного механизмов излучения. Когерентный плазменный механизм, следовательно, объясняет как характеристики пульсаций, так и высокую, ≥ 10 P

10P К, яркостную температуру суб-

терагерцового излучения.

Авторы: А.В. Степанов (ГАО РАН), В.В. Зайцев (ИПФ РАН), П.В. Ватагин (ГАО РАН), P. Kaufmann (Campinas State Univ.,Campinas, Brasil), В.Ф. Мельников (ГАО РАН)

Литература:

А.Stepanov, V. Zaitsev, P. Kaufmann, “THz emissionfrom solar flares: origin and diagnostics” ,

The 2-nd International Conference “ Terahertz and Microwave Radiation: Generation, Detection and Applications”, 20-22 June 2012, Moscow, Russia, Abstract book, p,43.

A. Stepanov , V. Zaitsev , V. Melnikov , and P. Kaufmann , 2012, «THz emission: Origin and Diagnostics of Solar Atmosphere», Solar Physics with Radio Observations, 20-23 November 2012 , Nagoya University, Aichi, JAPAN, Abstract book.

5. Исследована проблема происхождения поляризации солнечного радиоизлучения с тонкой структурой спектра типа зебра. В рамках плазменного механизма генерации на уровнях двойного плазменного резонанса поляризация радиоизлучения, принимаемого на Земле, обусловлена разной интенсивностью трансформации плазменных волн в обыкновенные или необыкновенные волны или разными условиями выхода этих волн из источника. В слабоанизотропной плазме, которая является источником зебра-структуры с достаточно высокими номерами гармоник, степень поляризации радиоизлучения на

56

удвоенной плазменной частоте, возникшего в результате комбинационного рассеяния плазменных волн, пропорциональна малому фактору - отношению электронной гирочастоты к плазменной частоте, и не может быть значительной. Кроме того, знак поляризации излучения, возникшего при слиянии плазменных волн, возбужденных перпендикулярно к магнитному полю, соответствует необыкновенной воле, что противоречит наблюдениям. Заметная поляризация со знаком обыкновенной волны может возникнуть только в случае, если наблюдаемое радиоизлучение есть результат рассеяния плазменных волн на ионах (в том числе, индуцированного) или слияния их с низкочастотными волнами. В этом случае обыкновенная волна свободно выходит с уровня генерации, а необыкновенная волна попадает в зону затухания и не покидает источник. В результате выходящее радиоизлучение оказывается полностью поляризованным со знаком обыкновенной волны. Обсуждены возможные причины частичной деполяризации радиоизлучения с зебра-структурой.

Автор: Е. Я. Злотник (ИПФ РАН)

6. Исследована динамика формирования интенсивных магнитных трубок из фонового магнитного поля сходящимся потоком плазмы, как модель формирования интенсивных магнитных трубок на стыках нескольких ячеек супергрануляции на Солнце, с учётом нелинейной магнитной диффузии, вызванной проводимостью Каулинга. Подтверждено образование полученного ранее стационарного профиля магнитного поля, оценено время его установления. Также рассматривается релаксация неоднородностей фонового поля в ходе их адвекции в магнитную трубку. В случае, когда в системе присутствует компонента тока вдоль оси трубки, обнаружен неизвестный ранее режим релаксации неоднородностей поля в условиях сильной анизотропии тензора удельного сопротивления плазмы. В данном режиме наблюдается вспышечная компонента тепловыделения, а вне вспышек поле находится в состоянии, близком к бессиловому. Автор А.А. Круглов (ИПФ РАН)

Результаты, представленные федеральным государственным бюджетным научным

учреждением «Научно-исследовательский радиофизический институт» (ФГБНУ НИРФИ)

1.Метод определения параметров радиоисточника, основанный на решении системы уравнений для интенсивности и степени круговой поляризации

теоретического и наблюдаемого гиросинхротронного излучения

А.С.Моргачев, В.Ф. Мельников (ФГБНУ НИРФИ совместно с ГАО РАН)

Разработан метод определения параметров радиоисточника, основанный на решении системы уравнений для интенсивности и степени круговой поляризации теоретического и наблюдаемого гиросинхротронного излучения c применением

57

стратегии генетического алгоритма, что позволило уменьшить время восстановления пяти параметров (концентрации и показателя энергетического спектра ускоренных электронов, модуля магнитного поля и угла между его силовыми линиями и лучом зрения, концентрации фоновой плазмы) по сравнению с результатом работы [Fleishman, Nita, Gary, ApJ., 2009, 183-187.] без потери точности. Данный метод был адаптирован для определения концентрации ускоренных электронов, показателя их энергетического спектра, модуля магнитного поля и угла между лучом зрения и его силовыми линиями для реальных вспышечных петель по данным радиогелиографа Нобеяма. Как показывают исследования, микроволновое излучение вспышечных петель главным

образом генерируется магнитотормозным гиросинхротронным механизмом электронами с кинетической энергией, сравнимой с энергией покоя электрона. ГС излучение сильно чувствительно к распределению электронов по энергии и питч-углу, а также к пространственной структуре магнитного поля вспышечной петли. Значительное влияние на излучение вспышек в микроволновом диапазоне может также оказывать заполняющая петлю фоновая плазма. Таким образом, параметрами, требующими восстановления в процессе радиодиагностики, являются: концентрация ускоренных электронов, значение магнитного поля, концентрация и температура фоновой плазмы, а также переменные, характеризующие тип распределения электронов по энергиям и питч-углам. Диагностика подобных характеристик в реальных вспышечных петлях может дать ответ на вопрос об ускорении частиц в них и происхождении солнечных вспышек в целом.

В 2010 году Флейшман и Кузнецов [Fleishman, Kuznetsov, ApJ., 2010, 1127-1141.] получили некоторые приближения для коэффициентов ГС излучения и поглощения, которые не оказывают существенного влияния на точность получения его характеристик в радиодиапазоне, но которые позволяют производить мгновенный расчет спектра микроволнового излучения. Флейшманом и Кузнецовым также разработан программный пакет, производящий расчет потока обыкновенной и необыкновенной волны от однородного источника ГС излучения при наличии фоновой плазмы для различных входных значений параметров данного источника, таких как концентрация ускоренных электронов, и фоновой плазмы, значение магнитного поля и направление его силовых линий относительно наблюдателя, показатель энергетического спектра, вид питч-углового распределения и др. Таким образом, решение задачи определения параметров различных участков вспышечной петли возможно при их аппроксимации однородными участками и осуществлении подгонки входных параметров расчетной программы ГС излучения таким образом, чтобы потоки и степень поляризации теоретически сосчитанного излучения совпадали с наблюдаемыми для определенного набора частот из радиоспектра.

Существует несколько методов подгонки параметров или методов минимизации функционала. Группой исследователей Флейшманом, Гари и Нитой решалась подобная задача [Fleishman, Nita, Gary, ApJ., 2009, 183-187.] с использованием симплекс метода. Но для восстановления шести параметров для ста областей радиоисточника время расчета занимало длительный период (около суток). Это неприемлемо для анализа их временного поведения в реальных радиовсплесках, длительность которых может составлять около 10 минут. Поэтому одной из целей представляемой работы является улучшить временной показатель задачи определения параметров. Таким образом, в данной работе были поставлены следующие задачи: 1) Выбрать и адаптировать метод решения системы уравнений или минимизации функционала. Провести испытания выбранного метода при восстановлении пяти параметров нескольких модельных радиоисточников и сделать вывод об его эффективности относительно точности и времени счета. 2) Разработать и протестировать метод определения параметров ускоренных электронов (концентрации и

58

показателя спектра) и конфигурации магнитного поля (модуля и направления относительно наблюдателя) в реальных вспышечных петлях по данным радиогелиографа Нобеяма.

1. Моргачев А.С., Мельников В.Ф. Диагностика параметров вспышечных петель по наблюдаемому спектру и степени поляризации микроволнового излучения // XVI научная конференция по радиофизике, посвященная 100-летию со дня рождения А.Н. Бархатова (ННГУ им. Лобачевского, Нижний Новгород, 7 мая 2012 года). 2. Моргачев А.С., Мельников В.Ф. Диагностика параметров вспышечных петель по наблюдаемому спектру и степени поляризации микроволнового излучения // Сборник трудов Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика-2012» / Под ред. А.В. Степанова, Санкт-Петербург, 2012, С. 297-300.

2.Сравнительный анализ динамики наклона частотного спектра радиоизлучения и наклона спектра фотонов ЖРИ для события 14 марта 2002 года.

С.А.Кузнецов, В.Ф.Мельников (ФГБНУ НИРФИ совместно с ГАО РАН) Проведен сравнительный анализ динамики наклона частотного спектра

радиоизлучения и наклона спектра фотонов ЖРИ для события 14 марта 2002 года. В ходе анализа посредством метода рентгеновской спектроскопии показано, что наклон частотного спектра радиоизлучения между частотами 17 и 34 ГГц уменьшается как на фазе роста, так и фазе спада микроволнового всплеска, стремясь к нулю на фазе спада. Поведение наклона энергетического спектра ЖРИ носит другой характер: его уменьшение на фазе роста сменяется увеличением на фазе спада (поведение типа "Soft-Hard-Soft"). Данное поведение характерно для всех частей вспышечной петли.

Проведено численное моделирование динамики распределений энергичных электронов и их радиоизлучения с целью интерпретации трёх характерных типов динамики наклона частотного спектра между 17 и 34 ГГц в различных частях солнечных вспышечных петель, наблюдавшихся радиогелиографом Нобеяма. Найдены модельные параметры, при которых рассчитанная динамика наклона частотного спектра в разных частях магнитной петли наиболее точно соответствует наблюдаемой динамике. Установлено, что во всех типах наклон спектра уменьшается на фазе роста интенсивности микроволнового всплеска. При этом качественно разное поведение наблюдается на фазе спада всплеска: в первом типе наклон спектра увеличивается сразу после максимума всплеска; во втором типе продолжает уменьшаться или стабилизируется, не достигая нулевого значения; в третьем типе продолжает уменьшаться до нуля и принимает положительные значения. В результате численного моделирования показано, что первый тип динамики наклона спектра связан с увеличением оптической толщины радиоисточника на фазе роста и ее уменьшением на фазе спада. Второй тип обусловлен уплощением энергетического спектра электронов, продолжающимся на фазе спада. Третий тип обусловлен постепенным уплощением энергетического спектра электронов, сочетающимся с высоким отношением концентрации плазмы к напряженности магнитного поля (n B0 B/B) внутри петли и объясняется эффектом Разина. Динамика наклона частотного спектра в случае сильного эффекта Разина проиллюстрирована на рисунке.

59

1. S.A. Kuznetsov, V.F. Melnikov Modeling the effect of plasma density on the dynamics of the microwave spectrum of solar flaring loops // Geomagnetism and Aeronomy, 2012, V.52, No.7, p. 883-891.

2. Кузнецов С.А., Мельников В.Ф. Пространственная динамика наклона спектра ускоренных электронов по данным жесткого рентгеновского и радиоизлучений в событии 14 марта 2002 года // Сборник тезисов докладов Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика-2012» (Санкт-Петербург, 24-28 сентября 2012 г.), Санкт-Петербург, ГАО РАН, С. 73-74, 2012

3. Зимовец И.В., Кузнецов С.А., Струминский А.Б. К вопросу о генерации квазипериодических пульсаций в «однопетлевых» солнечных вспышках // Сборник тезисов докладов Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика-2012» (Санкт-Петербург, 24-28 сентября 2012 г.), Санкт-Петербург, ГАО РАН, С. 55, 2012

4. Кузнецов С.А., Мельников В.Ф. Особенности временной динамики солнечной вспышки 22 августа 2005 года по данным микроволнового и жесткого рентгеновского излучений // Сборник тезисов докладов 7-й конференции «Физика плазмы в солнечной системе» (Москва, 6-10 февраля 2012 г.), Москва, ИКИ РАН, С. 38, 2012.

3.Зависимость заблаговременности широкополосных радиопредвестников от скорости последующих корональных выбросов массы

О.А.Шейнер, В.М.Фридман (ФГБНУ НИРФИ) HTUrfj@nirfi.sci-nnov.ruUTH

Установлено на основе анализа событий в отдельные периоды XXIII цикла солнечной активности чёткое разделение времен существования радиопредвестников корональных выбросов массы: постепенные предвестники, охватывающие большую часть сантиметрового и дециметрового диапазонов длин волн – широкополосные предвестники, наблюдаются в течение менее чем 40 мин до момента регистрации выброса, тогда

60

как импульсные широкополосные предвестники – на существенно больших временных интервалах (от 40 до 120 мин до регистрации выброса).

На рисунке показана зависимость начала широкополосных предвестников Δt от скорости последующих корональных выбросов массы V. Отметим тенденцию разделения времён существования предвестников: постепенные широкополосные предвестники наблюдаются не более, чем за 40 мин до момента регистрации выброса, а импульсные широкополосные предвестники – на интервале от 40 до 120 мин до момента регистрации.

HTUSheinerUTH O. A., HTUFridman UTH V. M. HTUThe features of microwave solar radiation observed in the stage of formation and initial propagation of geoeffective coronal mass ejectionsUTH // HTURadiophysics and Quantum ElectronicsUTH. 2012. HTUV. 54, N. 10UTH. P. 655-666.

Шейнер О.А. Результаты радиофизических исследований процессов, предшествующих явлениям солнечной активности: Дис…. доктора физ.-мат. наук. Нижний Новгород, 2012. 374с.

4.Поведение долгопериодных колебаний потока рентгеновского излучения накануне протонной вспышки А.С. Смирнова, С.Д. Снегирев, О.А. Шейнер (ФГБНУ НИРФИ) HTUrfj@nirfi.sci-nnov.ruUTH

Обнаружен рост мощности долгопериодных колебаний (с периодом 30-60 минут) в спектре потока рентгеновского излучения накануне протонной вспышки. Показана корреляционная связь роста колебаний больших периодов в спектре потока рентгеновского излучения и в горизонтальной компоненте геомагнитного поля для 4 вспышечных событий.

61

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18-5

0

5

10

Time, LTX

-ray,

Wat

ts/m

eter

2

X-ray flux (1-8 Ang.) from GOES-9 (West long. 134)

Time, LT

Per

iod

(min

)

b) Wavelet Power Spectrum of X-ray (19.04.1998)

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18

4

8

16

32

640 0.5 1 1.5

x 10-14Power ((Watts/meter2)2)

c) Global Wavelet Spectrum

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 180

1

2

3x 10-15

Time, LTAvg

var

ianc

e ((W

atts

/met

er2)

2 )

d) 30-60 min Scale-average Time Series

0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 1000.45

0.5

0.55

0.6

0.65

0.7

0.75

0.8

shift, min

corrc

oef

19.04.1998

Рис. 1. Результат вейвлет-анализа потока

рентгеновского излучения со спутника GOES за 1 день до начала события 21.04.1998 г.

Рис. 2. Зависимость корреляции Н-компоненты геомагнитного поля и потока рентгеновского излучения от времени сдвига (за день до начала события 21.04.1998 г.).

В спектре потока рентгеновского излучения накануне 12 вспышечных событий наблюдается рост мощности колебаний больших периодов на 1-2 порядка по мере приближения вспышки (например, для события 21.04.1998 г. мощность увеличивается от 3*10 P

-15P (Вт/мP

2P)P

2P за 2 дня до начала вспышки до 1,5*10 P

-14P (Вт/м P

2P)P

2P за день до события (см.

рис.1)). Обнаружена корреляционная связь возрастания мощности долгопериодных колебаний горизонтальной компоненты геомагнитного поля с усилением мощности колебаний больших периодов в спектре потока рентгеновского излучения (см., например, рис. 2). Колебания горизонтальной компоненты геомагнитного поля в этом случае являются вторичными и, по-видимому, резонансными. Воздействие на атмосферу Земли потока рентгеновского излучения с переменной плотностью влечет за собой изменение электронной концентрации на высотах слоя Е ионосферы, что приводит к изменению интенсивности систем электрических токов. Токовые системы в свою очередь вызывают на поверхности Земли колебания магнитного поля. Корреляция мощности долгопериодных колебаний горизонтальной компоненты геомагнитного поля и мощности колебаний больших периодов в спектре потока рентгеновского излучения на станциях высоких широт наблюдается реже. Рост мощности колебаний с периодами 30-60 минут в магнитном поле начинается позже на несколько десятков минут. Sheiner, Olga ; Smirnova, Anna ; Snegirev, Sergey Longterm Fluctuations of Geomagnetic Field as prognostic Parameter of Solar Flare Activities // 9th European Space Weather Week, November 5-9, 2012. Abstract book. P.63. 5.Предвестники солнечных протонных вспышек в H-компоненте магнитного поля Земли А.С. Смирнова, С.Д. Снегирев, О.А. Шейнер (ФГБНУ НИРФИ) HTUrfj@nirfi.sci-nnov.ruUTH

На новом экспериментальном материале, включающем фазу роста 24 солнечного цикла, подтверждены обнаруженные раннее результаты, а именно: наличие в амплитудном спектре H-компоненты магнитного поля Земли долгопериодных предвестников вспышек и прямая зависимость мощности наблюдаемых колебаний-предвестников от величины потока протонов, которым сопровождалось событие.

62

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18-5

0

5

10

Time, LT

H-c

omp.

, nTl

H-comp., station Memambetsu

Time, LT

Per

iod

(min

)

b) Wavelet Power Spectrum of H-comp. (18.04.1998)

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18

4

8

16

32

640 1 2 3

Power (nTl2)

c) Global Wavelet Spectrum

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 180

0.1

0.2

0.3

0.4

Time, LT

Avg

var

ianc

e (n

Tl2 )

d) 30-60 min Scale-average Time Series

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18-5

0

5

Time, LT

H-c

omp.

, nTl

H-comp., station Memambetsu

Time, LT

Per

iod

(min

)

b) Wavelet Power Spectrum of H-comp. (19.04.1998)

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18

4

8

16

32

640 20 40

Power (nTl2)

c) Global Wavelet Spectrum

5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 180

1

2

3

Time, LT

Avg

var

ianc

e (n

Tl2 )

d) 30-60 min Scale-average Time Series

Рис. 1. Результат вейвлет-анализа H-компоненты геомагнитного поля для станции MMB за 2 дня до

начала события 21.04.1998 г.

Рис. 2. Результат вейвлет-анализа H-компоненты геомагнитного поля для станции MMB за 1 день до начала события 21.04.1998 г.

Для каждого из событий 13.05.1991 г., 21.02.1994 г., 21.04.1998 г., 13.09.2000 г. и 14.09.2004 г. была рассмотрена одна станция средних широт (Memambetsu 43.910 N, 144.189 W). Во всех пяти случаях наблюдается рост мощности долгопериодных колебаний накануне события, что подтверждает полученные ранее результаты. Для событий сопровождаемых большим потоком протонов наблюдаемое усиление выше. В первых четырех случаях увеличение мощности наблюдается за день до начала события, в пятом (14.09.2004 г.) – за два дня. Во всех рассмотренных примерах (кроме события 13.09.2000 г.) видно также увеличение продолжительности наблюдаемых осцилляций. Для событий 21.02.1994 г. и 21.04.1998 г. наблюдается один максимум глобального вейвлет-спектра, который перед вспышкой смещается в область больших периодов. В трех других случаях наблюдается два максимума глобального вейвлет-спектра. В случае событий 13.05.1991 г. и 14.09.2004 г. года фиксируются максимумы на периодах 30 и 60 минут, которые на следующий день сливаются в один с периодом 40 минут. Для события 13.09.2000 г. года два максимума 15 и 60 минут смещаются в область меньших периодов (10 и 40 минут). На рис. 3. и 4. представлен вейвлет-спектр H-компоненты геомагнитного поля для станции MMB за 2 и 1 день до начала события 21.04.1998 г. соответственно. Можно заметить, что мощность колебаний больших периодов увеличивается от 2,5 до 40 нТлP

2P.

Продолжительность наблюдаемых осцилляций увеличивается от 2 до 5 часов. Sheiner, Olga ; Smirnova, Anna ; Snegirev, Sergey Longterm Fluctuations of Geomagnetic Field as prognostic Parameter of Solar Flare Activities // 9th European Space Weather Week, November 5-9, 2012. Abstract book. P.63. 6. Совершенствование методов исследования спорадического солнечного радиоизлучения на РСДБ-пункте НИРФИ

А.А. Антипенко, А.Ф. Дементьев, Н.А. Дугин, М.Б. Нечаева, Ю.В. Тихомиров,

С.Д. Снегирев, А.К. Чагунин (ФГБНУ НИРФИ), В. Безруков, Д. Безруков, И. Шмелд (ВМРЦ, Вентспилс, Латвия)

Для совершенствования методов исследования спорадического солнечного радиоизлучения впервые

на РСДБ-пункте НИРФИ были задействованы 2 приемные антенны с базовым расстоянием 130 м для устранения неоднозначности результатов корреляционной обработки данных при неизвестных угловых размерах источников вспышечного излучения, которая возникает при базах интерферометрических инструментов более 10 км. В период 1-3 сентября 2012 года на международной РСДБ-сети, включающей приемные пункты Ст. Пустынь (2хРТ-14, НИРФИ) и РТ-32 (Вентспилс, Латвия) на рабочей частоте 327

63

МГц, зафиксировано три шумовые «бури» с несколькими десятками коротких всплесков - спайков. На малой базе при предварительной обработке данных получены корреляционные отклики от нескольких всплесков.

Рис.1 Пример записи всплесков радиоизлучения Солнца короткой длительности 01.09.2012

Рис.2. Пример спектра корреляционного отклика для одного из коротких всплесков. По вертикальной оси – амплитуда отклика, по горизонтальным осям – частота в десятках Герц и задержка в дискретах (1 дискрет – 62,5 нс). Большая постоянная составляющая отклика по оси задержек обусловлена, скорее всего, влиянием излучения полного диска Солнца на малой базе интерферометра. .

ИРЭ РАН / ПРАО ФКЦ ФИАН. Отчет за 2012 г. Основные результаты

1. Выполнена спектральная обработка данных экспериментов по радиозондированию околосолнечной плазмы когерентными сигналами S- и X-диапазонов космических аппаратов (КА) Ulysses, Mars Express, Rosetta, Venus Express, проведенных в период с 1991г. по 2009г. Эксперименты были осуществлены в режиме когерентного ответа, когда стабилизированный водородным стандартом сигнал направляется с наземного пункта в сторону космического аппарата, принимается его бортовыми системами и ретранслируется на Землю с сохранением его когерентности. Таким образом, зондирующий плазму сигнал дважды проходит через среду: по пути

64

наземный пункт–космический аппарат и по той же трассе в обратном направлении. Получены спектры флуктуаций частоты в обоих диапазонах и по ним найдены радиальные зависимости интенсивности флуктуаций, которые могут быть аппроксимированы степенным законом. Показано, что отношение интенсивностей флуктуаций частоты в S- и X-диапазонах сравнимо с теоретическим значением и характеризует степень корреляции неоднородностей электронной концентрации на пути наземный пункт–космический аппарат и обратно. Анализ корреляции флуктуаций частоты на двух трассах позволяет дать нижнюю оценку внешнего масштаба турбулентности околосолнечной плазмы. Для гелиоцентрических расстояний R=10 солнечных радиусов RBS B внешний масштаб больше 0.25RBS B.

2. Проведен анализ данных радиопросвечивания внутреннего солнечного ветра поляризованными сигналами космического аппарата Messenger. На гелиоцентрических расстояниях от 5 до 10 радиусов Солнца обнаружены квазипериодические флуктуации угла фарадеевского вращения в диапазоне 4 – 8 мГц, соответствующие распространяющимся от Солнца альвеновским волнам с периодами 5-минутного диапазона.

3. Выполнен анализ данных экспериментов по радиозондированию околосолнечной плазмы, полученных с помощью космических аппаратов ULYSSES, MARS-EXPRESS, VENUS-EXPRESS, ROSETTA. Выполнена спектральная и корреляционная обработка измерявшихся флуктуаций частоты просвечивающих радиосигналов с целью обнаружения возмущений квазипериодического характера. Получены интегральные вейвлет-спектры и исследованы возможности вейвлет-преобразования для выявления периодических колебаний частоты радиоволн с разными периодами. Проведен сравнительный анализ различных методов детектирования квазипериодических возмущений частоты радиоволн в околосолнечной плазме. Показано, что в экспериментах радиозондирования плазмы солнечного ветра регулярно наблюдаются колебания частоты с периодами от 1 до 80 минут.

4. В течение 2012 г. на радиотелескопе БСА ФИАН проводились наблюдения межпланетных мерцаний ансамбля компактных радиоисточников в режиме мониторинга. Проведен анализ данных наблюдений, выполненных в период 2007-2011 гг. Статистический ансамбль радиоисточников характеризуется средней дисперсией мерцающего потока излучения, которая пропорциональна квадрату индекса мерцаний. Из полученных данных следует, что радиальная зависимость среднего индекса мерцаний в период глубокого минимума солнечной активности 2008-2009 гг. оказывается более слабой, чем ожидаемая в случае сферически симметричной геометрии солнечного ветра. Подавление радиальной зависимости среднего индекса мерцаний объясняется влиянием гелиосферного токового слоя, который проявляется в сильной концентрации турбулентной плазмы солнечного ветра к плоскости гелиоэкватора. Показано, что усредненный по месячным сериям наблюдений уровень мерцаний менялся синхронно с уровнем солнечной активности.

5. Рассмотрена бесстолкновительная ударная волна в многокомпонентной плазме. Прохождение частиц через ударный фронт описывается введением эффективного электрического поля. Показано, что в случае протонно-электронной плазмы температура электронов за ударным фронтом существенно превышает температуру протонов. Результаты использованы для объяснения данных КА Voyager 2, пересекшего границу гелиосферы.

65

6. Разработана методика одновременного определения углового размера источника и показателя степени спектра турбулентности по временным спектрам слабых мерцаний. Методика применена к вывполненным в 2007-2009 гг. наблюдениям мерцающего радиоисточника 3С 48; получены оценки углового размера источника, θ = 0.33±0.06 угловой секунды, и трехмерного показателя степени, n = 3.7±0.2.

Публикации

1. V.I.Shishov, I.V.Chashei, S.A.Tyul’bashev, I.A.Subaev, V.V.Oreshko. Results of IPS Observations in the Period Near Solar Activity Minimum // Solar Phys. // DOI 10.1007/s10509-012-9952-5

2. H.-J. Fahr, M. Siewert, I. Chashei. Phasespace transport of a quasi-neutral multi-fluid plasma over the solar wind MHD termination shock //Astrophys. Space Sci. // DOI 10.1007/s10509-012-1126-2

3. И.В. Чашей, В.И. Шишов, С.А. Тюльбашев, А.В. Глянцев, И.А. Субаев. Межпланетные мерцания ансамбля радиоисточников в период минимума 23/24 цикла солнечной активности // Космич. Исслед.

4. А.И. Ефимов, Л.А. Луканина, В.К. Рудаш, Л.Н. Самознаев, И.В. Чашей, М.К.Бёрд, М. Петцольд. Частотные флуктуации когерентных сигналов космических аппаратов, наблюдавшиеся при двухчастотном радиозондировании околосолнечной плазмы в 2004-2008 гг. // Космич. Исслед.

5. E.A. Jensen, M.M. Bisi, I. Chashei, F. Vilas. MESSENGER Observations of Magnetohydrodynamic Waves in the Solar Corona from Faraday Rotation // Solar. Phys.

6. Glubokova S.K., Chashei I.V., Tyul’bashev S.A. Solar wind small scale density turbulence spectrum as deduced from interplanetary scintillation observations //Advances in Astronomy and Space Physics

7. A.I. Efimov, L.A. Lukanina, L.N. Samoznaev, V.K. Rudash, I.V. Chashei, M.K.Bird, M. Pätzold and the MEX, VEX, ROS Radio Science Team. Two-way frequency fluctuations observed during coronal radio sounding experiments// Solar Phys.

8. А.И. Ефимов, Л.А. Луканина, А.И. Рогашкова, Л.Н. Самознаев, И.В. Чашей, М.К. Бёрд, М. Петцольд. Квазипериодические флуктуации частоты радиоволн по данным экспериментов радиозондирования околосолнечной плазмы // Радиотехника и электроника

66

Результаты исследований Солнца и гелиосферы в Уссурийской астрофизической обсерватории

ДВО РАН за 2012 г. 1. Изучены особенности аномального расщепления ряда линий ванадия с нижним

атомным уровнем 4

1 2(5 )4 d s a D . Показано, что никакие возможные эффекты и

состояния в солнечной фотосфере не могут привести к наблюдаемой аномалии. Также не дает объяснения учет известных данных о сверхтонком расщеплении линий. Таким образом установлено, что единственным возможным объяснением остается атомный эффект необычной природы, который никогда ранее не был описан в практике спектральных наблюдений Солнца – это научный результат работы. Практическая значимость работы состоит в устранении методических ошибок, которые могут возникнуть при изучении физических условий на Солнце по линиям ванадия без учета их особенной структуры расщепления (Баранов А.В., Можаровский С.Г.) 2. Сделано сравнение положений экстремумов RBVB и RBQB параметров Стокса, посчитанных по простым формулам Унно и полученных путем интегрирования для реалистичных моделей фотосферы. Показано, что нет однозначных закономерных зависимостей положения экстремумов, полученных интегрированием от физических параметров, заданных в расчете, хотя такие зависимости должны быть, если следовать формулам Унно. Делается вывод, что неоднозначность результата может быть следствием недостаточной точности вычислений ( Баранов А.В.) 3. Предложен метод вычисления функций вклада и отклика, основанный на использовании программы расчета профилей линий при их образовании в фотосфере. В отношении функций вклада метод пробного слоя ранее никем не применялся. Благодаря комплексному учету всех параметров образования линии, метод пробного слоя может оказаться наиболее надежным и универсальным методом для определения эффективных глубин максимального воздействия на профили спектральных линий тех или иных физических параметров. Показано, что при вычислении функций отклика методом пробного слоя, существенное значение имеют выбранная толщина пробного слоя и величина вариации физического параметра (Можаровский С.Г. ) 4. Методом разложения реконструированного ряда чисел пятен Sn(t) за 11400 лет по естественным ортогональным функциям исследованы долговременные вариации вековых циклов солнечной активности. Установлено, что первые три компонента разложения описывают более 98% всех изменений Sn(t). При этом первый компонент разложения описывает усредненную форму векового цикла продолжительностью 88 лет, второй и третий –изменение формы вековых циклов и ее вариации во времени.

Модулирующие амплитуду и форму вековых циклов периодичности описываются сопряженными с ними временными функциями. Их спектральный анализ показывает, что они совпадают с квазипериодами, выявленными в спектре Sn(t). Однако, относительный вклад высоких и низких в спектре первой и второй временных функций различен. Для первой временной функции вклад вариаций на низких частот больше, чем на высоких, для второй временной функции с точностью до наоборот. (Крамынин А.П., Мордвинов А.В. (ИСЗФ)) . 5.. По данным различных диапазонов спектра проведены исследования двух эруптивных событий. По наблюдаемым величинам радиопоглощения в обоих событиях выполнены оценки параметров поглощающего вещества. Построена модель наблюдаемых событий.

67

Установлено, что причиной отрицательных радиовсплесков является поглощение излучения локальных радиоисточников холодным веществом расширяющегося волокна (Кузьменко И.В. с соавт.) 6. Используя корреляционно-регрессионный анализ и метод главных компонент, проведено сравнение наблюдений ежедневных и среднемесячных значений суммарной площади солнечных пятен трех обсерваторий, расположенных в Уссурийске, Иркутске и Кисловодске. Рассчитаны соответствующие коэффициенты корреляции и регрессии. Установлено, что ряды ежедневных значений площадей пятен полученных в этих трех обсерваториях можно заменить одним рядом, а именно, проекцией на главную ось, который опишет 97,4% общей изменчивости данных. Для среднемесячных значений новый ряд опишет 98,6% суммарной дисперсии, используемых рядов.(Крамынин А.П., Чванов Р.В.) 7. Анализ поведения корреляционных тензоров магнитного поля и скорости применен для исследования структуры турбулентности солнечного ветра в диапазоне масштабов 10 P

5P–10P

6P

км. При высокой солнечной активности ориентация главных осей корреляционных тензоров обладает приближенной осевой симметрией относительно направления локального магнитного поля. В периоды низкой солнечной активности эта симметрия в направлении главных осей существенно нарушается. Мощность флуктуаций и кросс-спиральность (корреляция направлений магнитного поля и скорости) обнаруживают значительные отклонения от локальной симметрии на всех фазах солнечного цикла. Нарушения симметрии указывают на неточность двухкомпонентной модели несжимаемой турбулентности солнечного ветра (Д.В. Ерофеев) 8. С целью диагностики сжимаемых флуктуаций плазмы солнечного ветра вблизи орбиты Земли, проанализированы данные измерений за 1995-2010 гг. В низкоскоростном солнечном ветре (скорость течения V<430 км/с) обнаружена корреляция между флуктуациями направления магнитного поля и плотности плазмы, а также между флуктуациями скорости и плотности плазмы. Судя по симметрии ковариационных функций этих параметров, рассчитанных в зависимости от направления локального магнитного поля, в плазме медленного солнечного ветра присутствуют магнитозвуковые волны, распространяющиеся преимущественно от Солнца вдоль направления регулярного магнитного поля (спирали Паркера). (Д.В. Ерофеев).

UРезультаты за 2012 г., полученные по тематике секции Солнце в АО УрФУ. В 2012 г. проведено 118 наблюдений распределения пятен на диске Солнца в оптическом диапазоне (96 с измерениями магнитных полей). Установлено, что текущий солнечный цикл характеризуется уменьшенной пятенной активностью по сравнению с предыдущими 4 циклами. Солнце вступило в минимум 100-летнего цикла (Г.В.Лямова, Т.П.Никифорова, А.А.Калинин, Н.Д.Калинина, А.И.Шагабутдинов).

По материалу , полученному ранее, в 2001 – 2012 гг., исследовалось изменение

скорости вращения пятен при быстрых поворотах. Установлено, что на фоне довольно спокойного поворота пятен, длящегося в течение 40-100 минут существуют резкие ускорения поворотов в течение 5-10 минут амплитудой 6 -7 градусов с последующим возвращением в исходное состояние. Рассмотрена связь интервалов между ними и

68

амплитуды ускоренных движений с напряженностью магнитного поля в пятне, конфигурацией группы, куда входит пятно, величиной пятна, средней скорости вращения, гелиографической широтой, возрастом пятна. (Г.В.Лямова)

С целью выявления особенностей текущего цикла солнечной активности проведено

сравнение широтного распределения и феноменологических характеристик активных протуберанцев на лимбе Солнца, в минимумах и на восходящих ветвях двух последовательных (нынешнего 24-го и предыдущего 23-го) циклов солнечной активности. Использовалась база данных космического аппарата (КА) SOHO (солнечная орбитальная обсерватория) [1] и частично КА SDO (обсерватория солнечной динамики) [2]. Термин активные протуберанцы (АП) в данном случае используется для обозначения наблюдающихся на лимбе Солнца эруптивных процессов в горячих петельных системах и взрывов холодных волокон.

К настоящему времени собраны и систематизированы данные, полученные КА SOHO (EIT- изображения Солнца в далекой УФ области в линиях ионизованного гелия HeII 304А и многократно ионизованного железа FeIX-X 171A) за отрезки времени 1996-2000г.г. и 2008-2012г.г.

Начальные даты восходящих ветвей для каждого цикла были вычислены нами формально (без учета смены полярностей пятен) как даты наименьшей пятенной активности в соответствующих циклах солнечной активности, при аппроксимации минимумов активности полиномами. Использовалась международная база данных ежемесячных чисел Вольфа солнечных пятен, американская шкала[5]. Вычисленные даты минимальных значений аппроксимирующих кривых принимались за нулевые даты для восходящих ветвей соответствующих циклов: 23 марта 1997- нулевая дата начала для 23-го цикла, 9 декабря 2008 – нулевая дата для 24-го цикла. Поскольку EIT- изображения Солнца в линии HeII обновляются КА SOHO каждые 6 часов, оказалось возможным исследовать не только широтное распределение и высоту протуберанцев, но также и степень их активности. Результаты. Малое количество и низкая активность АП в на восходящей ветви 24–го цикла по сравнению с 23-м циклом подтвердили общую тенденцию уменьшения уровня магнитной активности 24-го цикла по сравнению с предыдущим циклом. Показано, что в 2008г.- начале 2009г. (завершающие фазы минимума 24 цикла) при почти полном отсутствии активных областей на диске Солнца, активные протуберанцы (АП), яркие, с большой энергетикой и большими скоростями, практически отсутствовали на солнечном лимбе. Нечасто появлявшиеся в этот период на солнечном лимбе протуберанцы малой яркости, малой площади (в проекции на картинную плоскость) и высоты характеризовались малым временем существования (менее 6 часов). Они располагались вдоль лимба хаотично на любых широтах, от полярных до экваториальных районов Солнца. Начиная с середины 2009г., на высоких и средних широтах Солнца стали появляться высокие холодные эруптивные протуберанцы малой яркости, не связанные с активными областями, но связанные с волокнами. В двух случаях появление взрывающихся холодных протуберанцев предшествовало появлению активной области на той же широте. В дальнейшие годы 24-го цикла, вплоть до 2012 года, отмечено появление на диске Солнца холодных волокон очень большой протяженности по сравнению с 23-м циклом, (порядка радиуса Солнца) и связанных с ними выбросов масс. В 2012г. зона активных эруптивных протуберанцев сместилась к солнечному экватору до широт 20 -30 град. (Т.П.Никифорова).

Проведено моделирование спектра излучения солнечного протуберанца в близко расположенных линиях Н и K ионизованного кальция и Hε водорода, удобных для обработки при наблюдениях с помощью ПЗС. Полученные диагностические диаграммы применены для исследования затменного спектра протуберанца 29.03.06. Изучены линии

69

Н и К CaII в спектре протуберанца в самом начале полной фазы затмения. Наблюдаемые профили дают пример активной петельной структуры с большим градиентом скорости. Анализ физических условий по отношению интенсивностей линий Н и К CaII соответствует низкотемпературному и плотному ( температура 4000 K, давление 1 дин/смP

2P) протуберанцу. Доложено на всероссийской ежегодной конференции по физике

Солнца, 24 – 28 сентября 2012 г., Санкт-Петербург, ГАО РАН. (А.А.Калинин). Публикации: А.А.Калинин, С.Ю.Горда, В.В.Крушинский, А.А.Попов Линии H и К CaII в затменном спектре солнечного протуберанца 29 марта 2006 года // Тезисы докладов всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца “Солнечная и солнечно-земная физика 2012”, 24 – 28 сентября 2012 г., Санкт-Петербург, ГАО РАН, 2012, с.61. A.A.Kalinin, Hydrogen and calcium lines in solar prominence spectra // Geomagn. Aeron., 2012, vol.52, No.8, pp.1050-1054.

ИНАСАН

Динамика активной области Солнца в предвспышечном состоянии и во время вспышек

И.М. Подгорный ИНАСАН, А.И. Подгорный ФИАН

Показано, что типичное время формирования активной области, вызывающей большую вспышку (класса X) составляет 4 - 5 дней. Большие вспышки (класса X) возникают после достижения магнитным потоком значения, превышающего ~10 P

22P Mx. Однако величина

потока является необходимым, но не достаточным условием. Высокой вероятностью произвести вспышку обладают только активные области со сложным распределением магнитного поля, когда линии инверсии магнитного поля имеет сложную форму. Простые активные области с одним ведущим и одним ведомым пятнами вспышек не создают. В короне с простым арочным полем, где нет особых линий, не может образоваться токовый слой, в поле которого накапливается энергия вспышки. Принципиально новым и неожиданным результатом является отсутствие сколько-нибудь значительных изменений магнитного поля активной области во время вспышки, отдельные измерения показывают локальные флуктуации ~1%. Магнитный поток активной области во время вспышки остается неизменным. Этот результат показывает несостоятельность теории, предполагающей инжекцию в корону магнитной энергии во время вспышки, и является прямым доказательством накопления магнитной энергии в короне в предвспышечном состоянии. Как следует из модели вспышки, основанной на образовании токового слоя в корне, эта магнитная энергия реализуется во время вспышки. Нормальная компонента фотосферного поля находилась решением уравнения Лапласа с использованием граничных условий на фотосфере в виде наклонной производной магнитного потенциала. Использовались данные SOHO MDI и SDO HMI Публикации 2012 г.:

1. Подгорный А. И., Подгорный И. М. Магнитогидродинамическое моделирование солнечной вспышки - 1. Токовый слой в короне. Геомагнетизм и Аэрономия. 52, 2. 163–175 (2012).

2. Подгорный А. И., Подгорный И. М. Магнитогидродинамическое моделирование солнечной вспышки - 2. Модель вспышки и моделирование с использованием магнитных карт активных областей. Геомагнетизм и Аэрономия. 52, 2. 176–189 (2012).

3. Podgorny A. I., Podgorny I. M. MHD simulation of magnetic field configuration above the active region NOAA. Advances in Space Research. 50, 1445-1449 (2012).

70

4. Podgorny I. М., Podgorny A. I. The active region magnetic field association with solar flares. Phys. Auroral Phen. Proc. 35 Annual Seminar. 01. 04. 2011. Apatity. P. 88-91.

5. Подгорный И. М, Подгорный А. И., Мешалкина P

P Н.С. Динамика магнитного поля

активной области в предвспышечном состоянии во время вспышек. Солнечно-земная физика-2012. Санкт-Петербург. В печати.

НИИЯФ МГУ А.В. Гетлинг, Л.М. Алексеева В задаче численного моделирования конвективных течений в слое сжимаемой политропно стратифицированной вращающейся среды показано, что средняя спиральность поля скоростей сильно зависит от степени упорядоченности течения и имеет максимум при некоторой скорости вращения. В плане исследования связи полей скорости и магнитных полей в развивающихся активных областях велась (и в общих чертах завершена) разработка алгоритма обработки наблюдательных данных орбитальной солнечной обсерватории Hinode (программа HOP 181 ( HTUhttp://www.isas.jaxa.jp/home/solar/UTH hinode_op/hop.php?hop=0181). Совместно с сотрудниками ИПМ имени М.В. Келдыша РАН выполнялось численное моделирование взаимодействия ансамбля конвективных ячеек с магнитным полем в области с большими горизонтальными размерами. Это позволило сделать вывод о параллельном действии механизмов «сгребания» и «наматывания» магнитных силовых линий конвективными течениями и о принципиальной роли топологии течения в этих процессах. В сотрудничестве с той же группой исследовалась структура конвективных течений в слое с резким изменением параметров стратификации на некоторой высоте вблизи верхней поверхности. Было найдено, что в этих условиях может развиваться конвекция в форме суперпозиции разномасштабная ячеечных течений. Совместно с С.П. Кшевецким (Калининград) выполнялось численное моделирование эффектов внесения однополярного и разнополярного магнитного поля в столкновительную плазму. Было показано, что начальное однополярное поле со временем разбивается на мелкие трубки, создавая подобие типичной для солнечной хромосферы структуры магнитных полей. При контакте разнополярных магнитных областей, расположенных друг под другом, может наблюдаться взрывная генерация частиц с энергией, сильно зависящей от плазменного \beta – вообще говоря, надтепловых; явление может происходить в условиях солнечной хромосферы.

В.Г. Курт, Б.Ю. Юшков Показано, что в мощных солнечных вспышках эффективное ускорение протонов до релятивистских энергий, определяемое по появлению гамма-излучения, обусловленного

71

распадом пионов, происходит в интервале времени максимального значения производной потока теплового рентгеновского излучения. Показано, что полная энергия ускоренных протонов сопоставима с энергией ускоренных электронов. Это может означать, что нагрев солнечного вещества происходит не только ускоренными электронами, но и протонами

ГАИШ МГУ

Чумак О.В. Краснопресненская лаборатория ГАИШ МГУ Некоторые результаты по физике Солнца за 2012г. В явном виде получена система стохастических уравнений движения филламентированного магнитного поля Солнца в прифотосферных слоях. Показано, что для анализа этих уравнений движения возможно применение численного моделирования с помощью клеточных автоматов. Рассмотрен процесс диффузной агрегации филламентов поля в жгуты разных размеров и факторов заполнения, как один из путей реализации «модели спагетти» Паркера. Рассмотрена роль фактора кручения поля трубок (twist) на темп и результаты синергии жгутов. Проанализирована фаза роста типичной солнечной активной области. Модельные расчеты воспроизводят такие особенности эволюции активных областей на фазе роста, как расхождение центров полярностей, изменения со временем структурной сложности лидирующей и комплементарной полярностей, а также их морфологическую асимметрию.

Важнейшие результаты М.М. Кацовой 2012 г.: М.М.Кацовой на основе совместного анализа спектральных данных об активности солнечного типа и обилии лития получены свидетельства в пользу того, что существует критическая глубина конвективной зоны, разделяющая маломассивные звёзды с резко отличающимся характером активности. Это позволяет считать глубину конвективной зоны вторым основным фактором формирования активности, наряду с осевым вращением (совм. с Т.В.Мишениной, Астрономическая обсерватория Одесского университета и М.А.Лившицем, ИЗМИРАН). Yours, MK

72

Институт астрофизики Национальный исследовательский ядерный

университет «МИФИ»

Ю.Д. КОТОВ, О.Н. УМНОВА

Институт астрофизики Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ»

ЛИНЕЙНАЯ ПОЛЯРИЗАЦИЯ РЕНТГЕНА В СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКЕ С-КЛАССА

26 октября 2009 года приборами спутника «КОРОНАС-ФОТОН» была

зарегистрирована вспышка класса С1.3 в которой помимо мягкой компоненты наблюдалось жёсткое рентгеновское излучение. Вспышка произошла в активной области 1029 близко к центру диска солнца (N12W33, гелиоцентрический угол наблюдения θ=35°).

Используя данные прибора «ПИНГВИН-М», в котором регистрируется степень азимутальной асимметрии комптоновского рассеяния подающего на рассеиватель рентгеновского излучения от Солнца, определена степень линейной поляризации рентгеновского излучения указанной вспышки. Она оказалась равной ~70% с погрешностью, ~20%. Величина погрешности оценена моделированием функции отклика прибора и ее флуктуации при ограниченной статистике методом Монте-Карло.

КОЧЕМАСОВ А.В., КОТОВ Ю.Д., ЛУПАРЬ Е.Э., ЗАХАРОВ М.С., ГЛЯНЕНКО А.С.

Институт астрофизики Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ»

ПРИБОР НОВОГО ПОКОЛЕНИЯ ДЛЯ СПЕКТРОМЕТРИИ МЯГКОГО

РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА

Для проведения детальных спектральных измерений мягкого рентгеновского диапазона Солнца разработан принцип построения и изготовлен опытный образец полупроводникового спектрометра на основе кремниевого дрейфового детектора. Спектрометр имеет энергетический диапазон 1,5 – 25 кэВ, соответствующий диапазону измерений спутниками GOES, но в отличие от последнего измеряет энергию каждого фотона с высоким энергетическим разрешением (не хуже 200 эВ для энергии фотона 5,9 кэВ). Подобный спектрометр планируется использовать в составе гелиофизического комплекса научной аппаратуры на геостационарных космических аппаратов серии «Электро».

73

Отчет С.В. Авакяна,

члена НС по астрономии РАН по секции ""Солнце" за 2012 год.

Работа выполнялась по следующим направлениям: 1. По планируемому космическому эксперименту "Постоянный космический солнечный патруль" с аппаратурой ВНЦ ГОИ и научным сопровождением ГАО РАН - направлено совместное письмо ВНЦ ГОИ - ГАО РАН руководству Роскосмоса с предложением осуществить запуск в космос аппаратуры ПКСП в интересах науки и народного хозяйства. Получен ответ с предложением искать Заказчика. 2. Выполнен цикл работ по энергетике современного глобального потепления с учетом вариаций факторов солнечно-геомагнитной активности (КУФ и рентгеновского излучения Солнца и высыпаний электронов из радиационных поясов). На основе анализа спутниковых данных по распределению полной и нижней облачности, а также по изменению радиационного баланса Земли в 1983-2003 гг., получено, что вклад векового максимума солнечной активности в конце 20-го века в глобальное потепление является основным (~ 7 Вт.м-2), а роль парникового эффекта существенно меньше (2,63 Вт.м-2). Антропогенный вклад определяется в основном лесосведением и абиотизацией суши (в сумме 6,3 Вт.м-2). Вклад вариаций солнечной постоянной (в течении трех столетий и в 11-летних циклах) не превышает 0,4 Вт.м-2. 3. Начата работа по выявлению предикторов в солнечно-погодно-климатических связях в активности Солнца, обнаружена корреляция в числе солнечных пятен и в солнечной постоянной с полной облачностью. 4. получен патент РФ: Авакян С.В., Воронин Н.А. Способ уменьшения скорости коррозии металла стальной трубы трубопроводного транспорта. Патент РФ 2447425 // Официальный Бюллетень ФСИС "Изобретения и полезные модели" 10, 10 апреля 2012 г. Идет борьба с "ОАО Газпром" за внедрение. 5. Издана коллективная монография с Государственной Полярной Академией: Авакян С.В., Воронин Н.А., Современные изменения солнечной и геомагнитной активности и их влияние на жизнедеятельность северных территорий. В книге «Развитие социокультурной, экономической и геоэкологической деятельности в северных регионах России», Коллектив. моногр. / Под ред. И.В. Григорьевой, СПб.: ГПА, 2012, С. 49-94. (Раздел 1.2), где, в частности, впервые построен овал полярных сияний с учетом продвижения магнитного полюса в Северном полушарии к берегам России. 6. Продолжена работа в Комиссии по физическим проблемам современного изменения климата при Научном совете "Экология и природные ресурсы" СПб научного центра РАН сделаны два доклада: 1. Авакян С.В., Наговицин Ю.А., Огурцов М.Г. О текущем моменте и перспективах работы Комиссии по физическим проблемам современного изменения климата. "Комиссия по физическим проблемам современного изменения климата" при НС "Экология и природные ресурсы" Санкт-Петербургского научного центра Российской Академии Наук, 24 января 2012 г. 2. Авакян С.В. Энергетика современного изменения климата и возможности для учета "солнечного сигнала" в метеорологических прогнозах // "Комиссия по физическим

74

проблемам современного изменения климата" при НС "Экология и природные ресурсы" Санкт-Петербургского научного центра Российской Академии Наук, 23 октября 2012 года. Начальник Лаборатории аэрокосмической физической оптики ФГУП ВНЦ ГОИ, д.ф.-м.н., иностранный член Национальной Академии Наук Республики Армения (по отделению физики и астрофизики) С.В. Авакян

Результаты работы Зельдович М.А. и др. в 2012 г В 2012 г. продолжалась работа по изучению ионного состава супратермальных потоков частиц на 1 а.е. По данным космического аппарата ACE исследовались энергетические спектры ионов P

3PНе и P

4PНе при спокойном Солнце в 23 цикле солнечной активности в

интервале супратермальных энергий (0.01 – 2 МэВ/нуклон). Показано различие спектров и величины относительного содержания P

3PНе/P

4PНе для групп спокойных периодов, имеющих

преобладание одного из трех ранее выявленных источников ионов: слабые импульсные солнечные вспышки, ускорение частиц солнечной короны или солнечного ветра до супратермальных энергий.

Показано, что спектры ионов P

3PHe и P

4PHe при представлении их в виде степенных

функций имеют разные показатели. Спектры P

3PHe подобно спектрам Fe значительно

различаются в супратермальных потоках рассматриваемых здесь 3 групп периодов. Показатели спектров P

4PHe подобно спектрам C и O различаются для разных групп

незначительно. Полученные в 2012 г. результаты изучения содержания ионов P

3PHe и P

4PHe в

супратермальных потоках частиц подтверждают выводы, сделанные ранее на основании изучения содержания ионов C, O, CNO, Ne-S and Fe, что различные популяции частиц ускоряются до супратермальных энергий в различных процессах.

Результаты ННГУ им. Н.И. Лобачевского за 2012 год

Разработан метод (на основе преобразования Фурье и метода Вигнера-Виля) анализа

медленных осцилляций микроволнового излучения солнечных магнитных петель, сопутствующих их трансверсальным колебаниям. Результаты анализа микроволнового радиоизлучения впервые сопоставлялись с наблюдениями колебаний петель в УФ диапазоне со спутника TRACE. Получено количественное согласие временных и спектральных параметров, характеризующих эти колебания.

Организации-участники: ННГУ им. Н.И.Лобачевского, ИПФ РАН Авторы от ННГУ: А.Г. Кисляков, К.Г. Кислякова, Е.И. Шкелев Публикации: 1. Khodachenko, M.L., Kislyakov, A.G., Shkelev, E.I., Analysis of long-periodic fluctuations

of solar microwave radiation, as a way for diagnostics of coronal magnetic loops dynamics, In: "Fourier Transform", ISBN 978-953-51-0518-3, InTech - Open Access Publisher, 2012, рр.143-166.

75

Khodachenko, M.L., Kislyakov, A.G., Kislyakova, K.G, et al. Long-periodic transverse oscillations of coronal loops and modulations of solar microwave radiation. In “Planetary and Solar Radio Emissions (PRE-7)”, Eds. Rucker, H.O., W.S. Kurth, P. Louarn, G. Fischer, Austrian Academy of Sciences Press, Wien, 2011, рр. 435-443 (publ. in 2012)