Source: http://www.konferenciya.seluk.ru/9astronomy/98485-6-vserossiyskaya-ezhegodnaya-konferenciya-fizike-solnca-solnechnaya-solnechno-zemnaya-fizika-2010-trudi-sankt-peterburg-2010.php
Timestamp: 2019-04-23 08:06:57+00:00

Document:
Подводя итог работы, отметим, что параметры корональных выбросов, возникающих на противоположной стороне Солнца, указывают на присутствие там развитых активных областей. Имеется возможность спрогнозировать выход этих областей на видимую сторону Солнца. Выявлена характерная особенность в развитии стадии спада 23-го цикла: четко выделяются отдельные группы выбросов, источниками которых были комплексы активности на обеих сторонах диска Солнца. На стадии спада цикла число выбросов, имеющих наиболее высокие значения кинетической энергии и ускорения, превосходило стадию максимума.
1. Еселевич М.В., Хлыстова А.И. Связь параметров вспышки в линии 195 со скоростью корональных выбросов массы типа «гало» // Тезисы докладов международной молодежн. научн. школы по фунд. физике. Иркутск. 2006. С.46.
2. Peng-Xin Gao, Ke-Jun Li. A cyclic behavior of CME accelerations for accelerating and decelerating events // Res. Astron. Astrophys. 2009. V. 9, №10. P.1165.
Mona, Z.1,3, Kouck Knov, P.1, Georgieva, K.2, Kirov, B.
Мошна, З.1,3, Коучка Книжова П.1, Георгиева, К.2, Киров, Б. Факультет математики и физики, КУ, Прага, Чешская Республика Проанализированы 6 солнечных событий (высокоскоростные потоки солнечного ветра, выбросы коронального вещества, магнитные облака) за период 2004–2010 гг. и их ионосферный отклик. Сравнены критические частоты foF2 и высоты максимума плазменной частоты (электронной концентрации) hmF2 в спокойные дни перед событиями и в возмущенные дни после событий. Эффекты солнечной активности проявлялись как понижение foF2 после некоторых событий (обычно на 10–20 %).
Ночные значения foF2 значительно понижались после всех событий. Наблюдалось изменение hmF2. Были зарегистрированы волновые структуры с периодами 1–8 часов и 2.5 дней.
The ionosphere, the ionized part of the atmosphere, is a highly variable system influenced by solar activity, geomagnetic activity, and neutral atmosphere. Different solar drivers (High Speed Solar wind Streams from solar coronal holes - HSS, Coronal Mass Ejections - CME, and Magnetic Clouds - MC, a special case of CMEs with rotation of the magnetic field), are supposed to affect and disturb differently the magnetosphere and ionosphere . HSSs lead to high latitude Joule and particle heating of the atmosphere and a subsequent response in global thermosphere density leads to a redistribution of mass density and changes in the ionosphere peak height. The temperature changes are also expected to affect the electron density in the F2 region or/and Total Electron Content (TEC) by changing the recombination rate and height of the ionospheric F2 layer. In addition, the F region electron density or TEC can be significantly changed by transport through neutral winds and electric fields . The main effects of the CME are prompt penetration of enhanced interplanetary electric field to the lowlatitude ionosphere and formation of strong subauroral polarization electric fields, increase in the particle precipitation to low altitudes and thermal expansion of the ionosphere. The particle precipitation increases the ionization production near the ionospheric peak and below, which increases electron density and electron temperature .
These effects are expected to be even stronger for MCs because of the prolonged periods of southward IMF due to the magnetic field rotation .
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Three events in 2004, two in 2005, and one in 2010 were selected (Tab. 1). The criteria for this selection were: comparable Bz and response by means of Dst (except event No.3), similar season (spring and autumn, except event No. 6), at least 14 quiet days before each event. Data for the events come from the DIDB database (http://ulcasr.uml.edu/ DIDBase/). Magnetic properties by means of the B and Bz (and geomagnetic indices Dst and Kp) are from OMNI database (omniweb.gsfc.nasa.gov/).
The ionosonde measures the time–of–flight of the transmitted signal detected after reflection from the ionospheric plasma. The ionospheric layers and their time variability can be analyzed using the ionogram (time–frequency characteristic of the ionosphere). The basic characteristics used in the present paper are the critical frequency of the F2-layer (foF2), which is proportional to the electron concentration, and the height of the maximum plasma frequency or electron concentration in F2-layer (hmF2). The parameter hmF2 is recalculated by NHPC .
Approximately nine days with the regular cadence 15 minutes were processed for each event. All the ionograms were manually scaled. Four days prior to the event serve as the normal state reference. For events No.1-3 and No.6 data were measured in Pruhonice station (Czech Republic, 49.9°N, 14.5°E). For events No. 4-5 data from six ionospheric stations including Pruhonice were used. Continuous Wavelet Transform was applied on the data in order to detect periodicities within the F-2 layer parameters oscillation excited by the solar events . The digisonde (digital ionosonde) which has operated in Pruhonice station since 2004 allows us to measure vertical and horizontal movements of ionospheric plasma . For this, the graph of Doppler shift of the reflected signal is used. All wavelet power spectra and plots of ionospheric plasma drift can be found in .
2-1 Significant decrease of nighttime foF2; no rapid changes in daytime foF2 or hmF 2-2 Decrease of daytime foF2 in days 2-3 after the event; Values of hmF2 increase during three night following the HSS.
2-3 Two consecutive MC events which caused the strongest ionospheric response: decrease in foF2 after the first event, recovery and strong decrease after the second.
Increase in nighttime hmF2 and destabilizing of the regular course (oscillations of hmF2) is seen in the bottom panel.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября 2-4 No significant changes in daily foF2 or in hmF2. Critical frequencies foF2 decreased in three nights following the event.
2-5 Similar response as observed in the event 4: decrease of nighttime foF2, no changes in daytime foF2 or hmF2.
2-6. Similar results from all three stations: Decrease in both daytime and nighttime foF2 in three days after the event, increase in nighttime hmF2 and strong oscillations.
Practically all events exhibit decrease in the nighttime critical frequency foF2.
The strongest ionospheric response follows event 3, seen both in foF2 and hmF2. Values of foF2 after event 2 decrease significantly during day. Night and virtual heights hmF2 increase. Six ionospheric stations give similar results for events 4 and 5: Practically no changes in foF2 (except slight decrease during night) or hmF2 are observed.
Continuous Wavelet Transform Wave-like activity increase is well seen after first and second MC in event No.3.
Wave structures, in the oscillation of hmF2, with period of about 7 hours follow immediately the MC event (No.3). Structures with period around 3.5 hours are well developed after the first MC in this event (Fig. 2-3). Increase in the wave activity within oscillation of foF2 on periods 1-2 hours is observed with one-day time delay. Wavelike activity at period around 2.5 day increases in foF2 three days after the event 6.
Changes in Drift velocities Five events (No.1-5) were studied using drift data. In three cases (No.3, 4, 5) the measurements showed anomalous behavior of plasma drift velocities below maximum of F2 - layer. Typically, we observe the increase in the drift velocity in the F2 – layer.
The highest horizontal velocities follow event No.3. In this case the horizontal velocity exceeded 300 m/s (usually, daily values do not exceed 150 m/s). Vertical velocities were changed in the evening hours in all three events (No. 3, 4, 5). The velocities varied from negative to positive values and it may be interpreted as a pulsation of the plasma in the F-2 layer.
Six solar events and corresponding ionospheric response by means of foF2, hmF2, wave activity and drift were analyzed. Significant changes in the parameter foF2 were detected after all the events during several nights after the events. Daily courses of foF2 and hmF2 were affected in events 2, 3 and 6. Daily values of foF2 decreased during two or three days after the event. Heights of maximum plasma frequencies increased significantly during two or three nights and the normal courses of hmF were destabilized in these events. Wave – like oscillations were detected using drift measurements after events 3, 4 and 5. By mean of CWT, increase on periodicities of several hours (event No.3) and 2.5 day (event No.6) were detected.
This work was supported by the Grant Agency of the Academy of Sciences of the Czech Republic (project IAA300420704).
1. Georgieva K., Kirov B., Gavruseva E., Phys. Chemistry of the Earth, 31, 81–87, 2006.
2. Lei J, Thayer J.P., et al., Geophys. Res. Lett., 35, L19105, doi:10.1029/2008GL035208, 2008.
3. Gopalswamy N., Barbieri L., G. et al., Geophys. Res. Lett. 32, L03S01, doi:10.1029/2005GL022348, 2005.
4. Huang X. and Reinish B.W., Adv. Space Res., 18, 121-129, 1996.
5. Kouba, D., Boska, J. et al., Ionospheric drift measurements: Radio Scie., 43, 1, RS1S90/1RS1S90/11, 1998.
6. http://www.ufa.cas.cz/html/climaero/mosna/pulkovo/index.htm 7. Sauli P., Abry P., Altadill D., Boska J., Detection of the wave-like structures in the Fregion electron density: Two station measurements. Studia Geophysica et Geodaetica, 50(1) 131–146, 2006.
Мышьяков И.И., Руденко Г.В., Кашапова Л.К., Мешалкина Н.С.
Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск.
Myshakov I.I., Rudenko G.V., Kashapova L.K., Meshalkina N.S.
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, Irkutsk.
In present work the analysis of magnetic field topology influence on solar radio emission of the flare observed on 2 May 2007, is carried out. 3D magnetic structure of AR was reconstructed in force-free approach at the beginning of the flare. Reconstructed force lines demonstrate a good correspondence with real loop structures, visible in X-rays. Based on the reconstructed parameters of magnetic field, plasma parameters in flare loop were defined and gyrosynchrotron emission was calculated. The results are compared with NoRH observations.
По данным Hinode/SOT за 2 мая 2007 23:20 UT восстановлена трехмерная структура магнитного поля активной области 10953 в нелинейном бессиловом приближении. Восстановление магнитного поля проведено по методу оптимизации  в реализации  с варьируемыми граничными значениями. Картина рассчитанных силовых линий хорошо согласуется с петельной структурой, видимой в рентгеновском диапазоне, что дает основание считать восстановленное магнитное поле соответствующим действительности (Рис. 1).
В процессе развития активной области 2 мая 2007 23:38 UT была зафиксирована вспышка класса C8.5. Из полной информации о пространственной структуре восстановленного поля выделена отдельная силовая линия, соответствующая вспышечной петле. Геометрия петли и параметры магнитного поля использованы в качестве основных входных параметров для расчета гиросинхротронного радиоизлучения с помощью программы GS-modulator [3,4]. К сожалению, в момент максимума вспышки наблюдения КА RHESSI отсутствовали, потому что аппарат вошел в земную тень.
Однако нам удалось сделать оценку температуры (25МК) и, с привлечением данных поляриметра Нобеяма, электронного спектрального индекса (5.4). Была выбрана стандартная фоновая плотность «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Рис. 1. Картина рассчитанных силовых линий (толстые штрихованные), наложенная на рентгеновский снимок Hinode/XRT за 2 мая 2007 23:21 UT. Непрерывные контурные линии соответствуют положительной полярности нормальной компоненты магнитного поля, тонкие штрихованные – отрицательной полярности.
отмечен реальный интегральный спектр по данным NoRH.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Рис. 3. Интенсивности радиоизлучения на частоте 17 ГГц. Слева – реальное радиоизображение NoRH, справа – модельное. Контурами отмечена поляризация.
плазмы 2 109 см-3. Расчеты гиросинхротронного излучения проводились для электронов с энергиями от 0.1 до 10 МэВ. Наилучшее соответствие наблюдаемого и смоделированного спектров было достигнуто при плотности электронов 5 104 см-3.
Интегральный спектр радиоизлучения по данным NoRH на высоких частотах хорошо согласуется с расчетным спектром (Рис. 2). Более высокая интенсивность реального радиоизлучения на низких частотах, повидимому, объясняется вкладом от соседних вспышечных петель, не учитываемым при моделировании. Измеренная и расчетная интенсивности радиоизлучения, в целом, демонстрируют качественное соответствие (Рис. 3). Тот факт, что при моделировании радиоизлучения на частоте ГГц интенсивность остается достаточно высокой на всем протяжении петли, возможно, объясняется тем, что реальное распределение плотности плазмы в петле отличается от модельного. Так же на характер распределения интенсивности может влиять геометрия петли. Восстановленное магнитное поле имеет бессиловую структуру, используемая в проводимом исследовании версия алгоритма расчета радиоизлучения настроена таким образом, что выделенная вспышечная петля аппроксимируется диполем с использованием параметров магнитного поля вспышечной петли. Несмотря на выше перечисленные недостатки, применение данной методики к исследованию гиросинхротронного излучению солнечных вспышек позволяет исследовать соотношение между плотностью фоновой плазмы и ускоренных электронов, а также изучать реальное распределение плотности плазмы во вспышечной петле.
Работа поддержана Лаврентьевским грантом СО РАН 2010-2011 гг. и грантом РФФИ 09-02-92610-KO.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Wheatland M.S., Sturrock P.A. and Roumeliotis G.: 2000, Astrophys. J. 540, 1150.
Rudenko G.V. and Myshyakov I.I.: 2009, Solar Phys., 257, 287.
Fleishman, Gregory D.; Nita, Gelu M.; Gary, Dale E.: 2009, The Astrophysical Journal Letters, 698, L183.
Fleishman, Gregory D., Kuznetsov, Alexey A.: 2010, Astrophys. J., 721, 1127.
Central astronomical observatory at Pulkovo, St.-Petersburg, Russia, Four observational sets of monthly means of polar facula numbers, namely Mitaka (1951–1998), Kislovodsk (1960–2008), Ussuriysk (1963–1994) and Kodaikanal (1940–1957), are corrected for nonlinear function of visibility in the form (2).
Уже около полувека циклический процесс генерации магнитного поля Солнца гелиофизики связывают с взаимодействием двух глобальных компонентов, обладающих разной геометрической симметрией: полоидальным и тороидальным.
Процесс превращения первого из них во второй в течение цикла динамо, происходящий из-за дифференциального вращения Солнца, называют Омега-эффектом. Обратный процесс превращения второго в первый (по некоторым схемам происходящий из-за ненулевой в среднем для локальных конвективных движений корреляции V, rotV ) – Альфа-эффектом.
В последнее время получены убедительные наблюдательные свидетельства прямых связей: Омега-эффекта, – выявленных как опережающая на 11/2 лет амплитудная модуляция т.н. диполь-октупольного индекса по отношению к пятенным индексам (см.  и др.). Обратная же связь до сих пор нигде «не засвечивалась». Это приводит даже некоторых авторов к заключению, что необходим пересмотр традиционной теории динамо.
Заметим, что уже давно известен индекс активности, характеризующий крупномасштабный полярный магнитный поток, – число полярных факелов NPF, и именно этот индекс, как представляется, должен отражать обратные по отношению к Омега-эффекту связи при взаимодействии компонентов в динамо-процессе (на синоптических картах магнитного поля Солнца заметны дрейфы из пятенных областей к полюсам с типичными временами порядка 1 года).
Однако существует объективная трудность: вычисление индекса NPF отягощено рядом систематических ошибок, обусловленных тем, что полярные факелы представляют собой компактные высокоширотные малоконтрастные объекты, и эти ошибки необходимо учитывать.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября В этой работе мы произведем коррекцию нескольких наблюдательных рядов NPF за сезонный ход – основной фактор, искажающий среднемесячные величины NPF, необходимые для дальнейших исследований связей в динамо-процессе.
(NPFN (9,t) и NPFS(3,t) – значения NPF в сентябре – для N-полусферы и в марте – для S-полусферы соответственно), В нашей работе, в следующем приближении мы будем предполагать нелинейный вид функции видимости, проверив это предположение на практике (с использованием метода наименьших квадратов).
Ясно, что различные обсерватории, использующие как разные инструменты, так и разную методику наблюдений, будут иметь свою собственную функцию видимости.
• Уссурийск (1963–1994) – ряд 3.
Ряд обс. Митака состоит из 3 подмножеств: временных рядов NPF для широтных зон 50–60, 60–70 и 70–90 градусов соответственно.
Добавочно был использован среднемесячный ряд «кальциевых» NPF (высокоширотных точечных флоккулов, наблюдаемых в спектральной линии KCaII) обсерватории Кодайканал (1940–1957)  – ряд 4.
На рис. 1 для примера приведены результаты вычислений коэффициентов k и m формулы (2) для ряда Митака. Мы видим, что вычисленные коэффициенты показывают значимое сезонное изменение (в особенности для широт > 60°), и наше предположение о нелинейности функции видимости подтверждается. Аналогичные изменения прослеживаются и у рядов 2–4, графики для которых из-за недостатка места мы привести не можем.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Рис. 1. Ряд обсерватории Митака: Коэффициенты k(i) (левая колонка) Рис. 2 иллюстрирует разницу между наблюденными и скорректированными за функцию видимости NPF для того же ряда, что и на рис. 1, – обсерватории Митака. Показаны ряды и скелетоны – результаты применения к ним вейвлет-преобразования (Морле-6). Локальные частоты по оси ординат выражены в единицах f = 100/T [year-1], так что f = 100 соответствует периоду T = 1 год; f = 10, T = 10 лет.
Мы видим, что наша коррекция с использованием нелинейной формы (2) изменяет частотно-временной паттерн NPF. А именно, сильная годовая периодичность, являющаяся сезонным артефактом, уступает место более разумной картине в данной области частот.
Аналогичная картина была получена и для рядов 2–4. Представляется, что мы удачно скорректировали сезонную составляющую среднемесячных значений NPF, предполагая нелинейный вид функции видимости (2), и полученные ряды могут быть использованы для изучения прямых и обратных связей между крупномасштабным и пятенным компонентами глобального магнитного поля Солнца.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Рис. 2. Ряд обс. Митака. Наблюденные (слева) и исправленные (справа) числа полярных факелов (сверху) и их вейвлет-спектры (снизу). Размеры квадратов у скелетонов пропорциональны локальным амплитудам осцилляций.
Работа выполнена при поддержке РФФИ (гранты №№ 09-02-00083, 10-02-00391), ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России» и гранта НШ-3645.2010.2.
1. Tlatov, A.G. Solar Physics, v. 260, pp.465–477, 2009.
2. Makarov V.I., Makarova V.V., Sivaraman K.R., Solar Phys., v.119, p.45–54, 1989.
3. Makarov V.I., Makarova V.V., Solar Phys., v.163, p.267–289, 1996.
Наговицын Ю.А., Наговицына Е.Ю., Абрамов-Максимов В.Е.
Nagovitsyn Yu.A., Nagovitsyna E.Yu., Abramov-Maximov V.E.
Central astronomical observatory at Pulkovo, St.-Petersburg, Russia, nag@gao.spb.ru On the base of quasi-synchronous observations of SOHO MDI and Nobeyama radioheliograph with 1-min time resolution a comparative study of oscillations in solar active regions on the time scales from tens to hundreds minutes is carried out.
Результаты исследований последней четверти века определенно говорят о том, что с помощью различных инструментов и методов на Солнце наблюдаются квазипериодические колебания (КПК) активных образований, главным образом, пятен, в диапазоне периодов десятки – сотни минут.
Обзор ранних наземных наблюдений приведен в , в последнее время, начиная с , к ним добавились свидетельства по наблюдениям КА SOHO (MDI).
1. Действительно ли мы наблюдаем реальные КПК, принадлежащие Солнцу, а не артефакты, связанные с комбинацией случайных и систематических ошибок наблюдений?
3. Как изменяются параметры колебаний различных мод с глубиной в фотосфере?
4. Какое отношение друг к другу имеют КПК пятен, наблюдаемые на фотосферном уровне, и КПК переходной области и короны, наблюдаемые в «магнитосфере активной области» (термин Г.Б. Гельфрейха) в радиодиапазоне , .
В данной работе мы попытаемся ответить на часть этих вопросов, изучая наблюдения, полученные с Земли (радиогелиограф Nobeyama) и из космоса (SOHO MDI), в том числе и одновременные.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Основная серия наблюдений SOHO MDI, которая будет использоваться в этой работе, состоялась с 16h00m 10 апреля по 20h59m UT 12 апреля 2000 г.: общая ее длительность составила 53 часа с четырьмя лакунами не более 5 часов каждая. Всего нами были измерены параметры (максимальная напряженность магнитного поля Z и гелиографические координаты, ) 17 пятен. На рис.1 приведены изменения Z пяти из них. Пятно № 1 – головное развитое пятно мультиполярной группы к западу от центрального меридиана; №№ 6 и 6А – два ядра основного развитого пятна униполярной группы; №№ 10 и 8 – пятна униполярных групп, причем последнее (некрупное пятно) сопровождалось долгоживущей (десятки часов) порой № 8А той же полярности S.
Рис. 1. Временные изменения магнитного поля 5 пятен на уровне фотосферы. Пунктиром показан интервал исследованных квазисинхронных наблюдений SOHO и Nobeyama. Время начала серии соответствует 16h00m UT 10.04.2000.
На рис.1 видно, что пятна, наблюденные одновременно, показывают различные изменения Z, так что мы видим длительные высокоамплитудные КПК с периодом T порядка 103 мин у пятен №№ 1 и 6, а также «мелкие» колебания порядка сотен минут – у всех пятен, различные по фазе.
Квазисинхронные наблюдения SOHO и Nobeyama, использованные в этой работе, происходили в период с 22h46m 10 апреля по 6 h44m UT 11 апреля 2000 г. Что касается наблюдений на радиогелиографе, нами были измерены параметры (радиоинтенсивность I и радиокоординаты в гелиографической сетке) 5 источников. Первый из них – над пятном № 6, второй и «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября третий – над пятнами №№ 8 и 8А, четвертый – над пятном № 6, пятый источник – надфлоккульный, в 20° в югу от последнего пятна.
-18. На рис.2 показан пример сравнения временных изменений параметров для пятна и радиоисточника над ним. Видно, что радиоисточник показывает на порядок более Latitude, deg Еще один вывод: надпятенный источник удален от пятна на расстояние порядка нескольких десятков тысяч км и находится, следовательно, не непосредственно над пятном, а локализован в комплексе арочных структур активной области (АО).
3. Динамические спектры КПК SOHO и Nobeyama Построим с помощью методики , основанной на вейвлетпреобразовании, динамические (в данном случае – в смысле подхода Крылова-Боголюбова: A(t ) = f ((t )) ) спектры изменений параметров пятен и надпятенных радиоисточников.
Из рис.4 видно, что общие тенденции спектров у пятна на фотосферном уровне и у радиоисточника различаются: спектры SOHO имеют «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября убывающий по амплитуде характер от 3-5 мин колебаний до КПК с T~ мин., а спектры Nobeyama – скорее возрастающий, с сильными максимумами в диапазоне периодов 30-50 минут. Аналогичная картина наблюдалась и у пятна № 10.
Amplitude* Amplitude Рис. 4. Динамические спектры изменений широт (первый столбец), долгот (второй), максимальной напряженности поля Z / радиоинтенсивности I (третий) по наблюдениям SOHO (верхний ряд) и Nobeyama (нижний) для пятна № 6. Амплитуды широтных и долготных КПК приведены в гелиографических градусах, Z – в Гс.
4. Сопоставление периодов КПК SOHO и Nobeyama Для этой процедуры мы выбрали пятна №№ 6 и 10. Некрупное пятно № 8 расположено достаточно далеко от центрального меридиана, изменения его координат и напряженности поля по SOHO сильно искажены известными артефактными изменениями, связанными с пиксельной структурой изображения. Табл.1 представляет сопоставление периодической структуры для избранных пятен на фотосферном и корональном уровнях.
Оценки периодов были сделаны по следующей процедуре. Среди локальных периодических компонентов, выявляемых по динамическому вейвлетспектру, отбирались только те, вероятность неслучайности которых составляла по  более 0.99. Для них, далее, строились гистограммы встречаемости, которые затем аппроксимировались гауссианами (их полуширины использовались для оценок доверительных интервалов в табл.1). Наиболее длительные периоды, оценки значений которых недоступны вейвлет-преобразованию, находились с помощью КПГ-анализа .
На рис. 5 приведена картина сопоставления частот КПК для двух видов синхронных наблюдений, отражающих колебания пятна на фотосферном уровне и в магнитосфере АО. Интересно, что при распространении КПК в более высокие слои период колебаний несколько увеличивается по сравнению с фотосферой, хотя общая частотная картина в целом сохраняется. Отличие, как можно подсчитать по величине коэффициента наклона «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября ний широт F, долгот beyama для пятен наиболее вероятной наблюдаемой прямой, – b = 0.919 ± 0.024 (коэффициент корреляции = 0.968), – составляет 3.4. Если это обстоятельство 100/T (Nobeyama) 5. Отражение фотосферных колебаний пятна Одно из исследованных нами пятен, а именно, униполярное пятно № 10, показало замечательный – с нашей точки зрения – пример связи долгопериодических колебаний пятен на различных уровнях солнечной атмосферы. На рис.6 приведено поведение магнитного поля этого пятна и интенсивности радиоисточника над ним. В профилях с помощью вейвлетфильтрации предварительно удалены все высокочастотные компоненты с периодами менее 40 минут и снят «динамический» – квадратичный – тренд.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Оказывается, квазипериодические вариации напряженности магнитного поля пятна повторяются через 50 ± 15 минут на корональных высотах в магнитосфере активной области. Принимая пространственный масштаб явления (с учетом сопоставления координат) L ~ 50000 км, получаем оценку скорости распространения возмущения в корону V ~ 20 км/с, что по порядку соответствует скорости медленных магнитозвуковых волн.
Таким образом, первое сопоставление одновременных наблюдений SOHO и Nobeyama подтвердило существование долгопериодических КПК в пятне и магнитосфере активной области; показало, что надпятенный радиоисточник – по крайней мере, в рассмотренных случаях – достаточно удален от пятна и локализован в арочных структурах АО; выявило некоторые сходства и различия долгопериодических КПК в одной и той же АО в оптическом и радиодиапазоне. Основной же вывод заключается в том, что, вероятно, изучаемое нами явление характеризует АО в целом, и мы должны говорить не о КПК пятен, а о КПК всей активной области.
Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ № 10-02-00391 и ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России».
1. Наговицын Ю.А., Наговицына Е.Ю. Квазипериодические колебания солнечных пятен на временных шкалах десятки минут и сотни часов. // В сб. «Квазипериодические процессы на Солнце и их геоэффективные проявления», под ред.А.В.Степанова, А.А.Соловьева и Ю.А.Наговицына, СПб, C. 73-104, 2006.
2. Наговицын Ю.А., Наговицына Е.Ю. Долгопериодические колебания в активных областях Солнца: наблюдательные свидетельства. // В сб. «Солнечная и солнечно-земная физикапод ред. Ю.А.Наговицына, СПб, C. 261-264, 2008.
3. Solov'ev, A.A., Kirichek, E.A. Sunspot as an isolated magnetic structure: Stability and oscillations // Astrophys. Bulletin, V. 63, Р.169-180, 2008.
4. Gelfreikh G., Nagovitsyn Yu., Nagovitsyna E. Quasi-periodic oscillations of the radio emission of the solar plasma structures and their nature. // Publ. Astron. Soc. Japan. 2006. V. 58, No 1, P. 29-35.
5. Chorley, N., Hnat, B., Nakariakov, V.M.; Inglis, A.R., Bakunina, I.A. Long period oscillations in sunspots // Astron. Astrophys., V. 513, P.27-34, 2010.
Central astronomical observatory at Pulkovo, St.-Petersburg, Russia, Based on the data of individual sunspot magnetic field strengths (1957–1997) collected in http://www.gao.spb.ru/database/mfbase/gindex.html and classical indices of solar activity (sunspot area, relative numbers of sunspots and their groups) it is shown that mean characteristics of sunspots vary depending on both the 11-yr and longer cycles of activity.
11-летний цикл солнечной активности (СА) в его традиционном понимании связан с эволюцией низкоширотных активных областей, основным элементом которых является солнечное пятно – область с типичным размером 104 км. Первичным, основным, параметром пятна является магнитное поле. Действительно, с одной стороны, мы знаем, что солнечных пятен без магнитного поля не бывает, с другой – как только локальное магнитное поле в АО достигнет некоторой пороговой величины порядка 103 Гс, с неизбежностью появляется вначале пора, а потом пятно.
Число солнечных пятен изменяется с циклами активности (11-, 80-90-, 200-летним и т.п.). В то же время, до сих пор нам достоверно не известно, претерпевают ли циклические и вековые изменения сами физические характеристики пятен.
В работе на основе наблюдательных данных, полученных по программе «Служба Солнца СССР» в 7 обсерваториях: ГАО (1957–1997), ИЗМИРАН (1957–1966), СибИЗМИР (1964–1971), КрАО (1957–1995), УсАО (1966–1989), УрАО (1967–1995), ШАО (1966–1979), и собранных в пулковской базе данных http://www.gao.spb.ru/database/mfbase/gindex.html, получен композитный 40-летний ряд средней максимальной напряженности магнитного поля пятен H. Предыдущие исследования, выполненные в этом направлении, описаны в [1–2] и др.; в нашей работе мы применили новую процедуру состыковки рядов и предложили новый способ ее верификации с помощью независимых данных.
Процедура построения композитного ряда была следующей. Выбираем опорную систему – ряд С, к которому мы будем приводить системы остальных обсерваторий K ( K = 1 6).
norm по рядам, значения которых переведены в систему С. Естественно, значения самого ряда С тоже участвуют: H svod = ( H C + H K ) / 7.
Затем выберем в качестве опорной другую систему, проделаем с остальными рядами то же самое и т.п. И так получаем 7 композитных рядов в семи системах. На рис. 1 приведена для примера процедура создания одного из таких композитных рядов – в системе Уссурийска.
Mean sunspot mag.field strenght Априори мы ожидали, что полученные таким образом ряды будут заметно отличаться из-за дифференциальных систематических ошибок на разных интервалах. Однако оказалось, что это не так: коэффициенты корреляции между композитными рядами были не хуже 0.98. Этот результат свидетельствует об относительно высокой стабильности систем измерений различных рядов Службы Солнца и позволяет нам с надеждой говорить о достоверности полученных результатов.
Сторонние подтверждения надежности проделанной процедуры, однако, как представляется, также нужны. Вернемся к началу работы. Магнитное поле является основным, но не единственным параметром пятен.
Если в среднем изменяется со временем основной параметр, то это должно привести к изменению и других, таких, например, как средняя площадь пятна (которая должна зависеть от баланса газового и магнитного давлений в горизонтальной плоскости). Оценим эту величину, используя традиционные индексы Службы Солнца: площадь пятен S, относительное число «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября пятен W , относительное число групп пятен G (к сожалению, нам пригодился бы индекс N – абсолютное число пятен, но он непосредственно не вычисляется наблюдателями, и для его вычисления требуются дополнительные исследования).
Вычислим ход среднемесячной площади пятен, приходящейся на одну группу S (t ) / G (t ), и сравним этот ход с величиной Н(t) – см. рис. 2.
К сожалению, ряд числа групп пятен имеется только до 1995 года. Поэтому, аналогично описанному выше, вычислим величину S / W (t ) и сравним ее с Н(t). Согласие хода тоже получается хорошим: для среднегодовых зитный ряд Н(t), полученный объединением значений коэффициент корреляции составил 0.79 (лучшего, как представляется, ожидать трудно). Поэтому мы можем теперь, используя регрессию S / W (t ) и Н(t), представить долговременный ход средней напряженности пятен по ее эквиваленту – см. рис. 3.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября 1. Получены композитные ряды средней напряженности солнечных пятен в 1957–1997 гг.
2. Ряды, приведенные к разным системам наблюдений, хорошо соответствуют друг другу с точностью до линейного преобразования.
3. Ход средней напряженности пятен хорошо коррелирует со средней площадью группы и средней относительной площадью пятен.
4. В течение 11-летнего цикла средняя напряженность пятен изменяется параллельно величине активности. Возможны и вековые тренды этой величины.
Основной вывод этой работы заключается в том, что с циклом изменяется не только величина, но и характер активности: средние характеристики пятен в минимуме и максимуме, пятен в разных циклах отличаются друг от друга. Это означает, что условия, формирующие низкоширотную активность, претерпевают со временем заметные изменения. И это должно быть учтено теоретическими построениями, описывающими эволюцию солнечной активности.
Работа выполнена при поддержке РФФИ (гранты №№ 09-02-00083, 10-02-00391), ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России», а также гранта поддержки ведущих научных школ НШ-3645.2010.2.
1. Наговицын Ю.А., Милецкий Е.В. // В сб. «Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля», СПб, с. 407–412, 2002.
2. Лозицкая Н.И. // Кинематика и физ. неб. тел, т.5, с. 151–152, 2005.
3. Nagovitsyn Yu.A., Makarova V.V., Nagovitsyna E.Yu. // Solar System Research, v. 41, p.81–86, 2007.
Central Astronomical Observatory of Russian Academy of Sciences, Ioffe Physical-Technical Institute of Russian Academy of Sciences, The method of the reconstruction of energy spectra of electrons accelerated during solar flares on the basis of the data on X-ray bremsstrahlung is considered. Performed model calculations for different types of spectra, and shown that the above method has sufficient accuracy to find the energy distribution of electrons accelerated during solar flares, and allows us to investigate the temporal evolution of these distributions during the development of flares.
Жесткое рентгеновское излучение, генерируемое во время солнечных вспышек быстрыми электронами, несет непосредственную информацию об энергетическом распределении этих электронов. По виду этого распределения можно судить о механизмах, приводящих к появлению таких нетепловых электронов на Солнце во время вспышек. Кроме того, наблюдая временную эволюцию энергетических распределений этих электронов, можно судить о физических процессах, происходящих во время солнечных вспышек.
Как известно, энергетический спектр фотонов, излучаемых при столкновении быстрых электронов с частицами солнечной плазмы, может быть описан следующим выражением  где n = 1 n(r)dV, V – объем излучающей области, n(r) – концентрация плазмы излучающей области; Q(E,) – сечение излучения кванта энергии «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября электроном с энергией E; R – расстояние от Солнца до места регистрации излучения; F(E) = F(E, r)n(r)dV / n(r)dV ; F – спектральная плотность потока быстрых электронов (измеряется в см-2с-1кэВ-1), которая, как известно, связана с функцией распределения электронов по скоростям выражением  F(E, r)dE = vf (v, r)dv. В расчетах мы использовали, как и в работах [2–4], сечение в виде C – численный коэффициент.
В этом случае уравнение (1) можно переписать в виде Таким образом, для нахождения энергетического распределения электронов, излучающих жесткое рентгеновское излучение во время солнечных вспышек, необходимо решать уравнение (2) относительно функции F. Здесь необходимо отметить, что энергетический диапазон излучения вспышек может превышать измеряемый диапазон, и это необходимо учитывать. Рассмотрим случай, когда измерения производятся в диапазоне от 1 до N с шагом.
Перепишем уравнение (2) в виде при этом будем искать функцию F в диапазоне E1 < E < EN, при E1 = 1 и EN = N. При E > EN будем считать функцию F неизвестной и будем моделировать её степенной функцией т.е. имеем Из уравнения (3) получаем «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Если весь излучаемый спектр находится в диапазоне измерений и Используя уравнение (3) находим и т.д.
Для проверки данного метода нами были рассмотрены различные варианты функций F. На рисунке 1а (кривая 1) приведен график функции F = F1 =e тормозного рентгеновского излучения для данной функции F представлен на рисунке 1б. Используя этот спектр излучения и формулы (4), можно реконструировать исходную функцию F. Примем 1 = 15 кэВ; N = 255 кэВ.
На рисунке 1а приведены восстановленные функции F при решении интегрального уравнения с различными шагами = 1, 5 и 10 кэВ – кривые 2, и 4 соответственно. Как видно из приведенных графиков, рассмотренный метод позволяет реконструировать энергетический спектр электронов с достаточно высокой точностью. При использовании шага = 5 кэВ ошибки вычислений не превышает несколько процентов.
Аналогичные расчеты были проведены и для других функций F, например F =(1 E E a ) и F =k E. Для последней функции, как известно, спектр тормозного излучения имеет степенной вид. Результаты расчетов поведенных для различных функций F показывают, что шаг интегрирования = 5 кэВ обеспечивает достаточно хорошую точность реконструкции энергетических распределений ускоренных в солнечных вспышках электронов, и рассмотренный метод позволяет исследовать временную эволюцию данных распределений в ходе развития вспышек.
Работа выполнена при поддержке программы ОФН РАН VI-15.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября 1. Brown J.C., Emslie A.G., Holman G.D. et all // The Astrophysical Journal, 2006, V. 643, pp.523–531.
2. Кельнер С.Р., Скрынников Ю.И. Поляризация и направленность жесткого рентгеновского излучения в солнечных вспышках. – Астрон. ж., 1985, т.62, №4, с. 760–767.
3. Nocera L., Skrynnikov Iu.I., Somov B.V. // Solar Physics, 1985, v.97, p. 81–105.
4. Guzman A.B., Kudryavtsev I.V., Charikov Yu.E. // Astronomy Reports, 1996, V. 40(2), p.246–251.
Sternberg Astronomical Institute MSU, Moscow, Russia Coronal partings are distinguished by comparison magnetograms and X-ray images as linear passes in the unipolar regions, formed by numbers of the magnetic loops directed to adjoining fields of an opposite sign. The basic characteristics coronal partings are defined, classes global and X-partings are allocated Role coronal partings as link in hierarchy of structures of solar atmosphere is underlined.
Корональные проборы (КП) были выделены автором при сравнении рентгено- и магнитограмм как линейные проходы внутри униполярных площадок, образованные рядами магнитных петель, направленных к соседним полям противоположной полярности , (рис. 1). Из-за сходства подобных структур с пробором причёски (волосы – аналог силовых линий) было предложено назвать их корональными проборами.
КП можно разделить на проборы крупномасштабных фоновых полей (рис. 1а) и проборы активных областей, представляющих относительно короткие и узкие проходы внутри сильных полей, часто пересекающие пятна (рис. 1б). В отличие от корональных дыр (КД) [2, 3], температура КП выше, магнитные поля сильнее, их площади меньше и они чаще появляются на «королевских» широтах . Можно сказать, что топологическим образом КП является линия, в то время как для корональных дыр – овал.
На снимках с рентгеновских телескопов Yohkoh  и Hinode  можно видеть, что КП активных областей обычно проходят через пятна, раздеСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября ляя части магнитного потока, которые замыкаются на близлежащие пятна и флоккулы противоположной полярности.
Структура КП определяется фотосферными магнитными полями и окружающими корональными структурами. Каждый узелок на магнитограмме – это основание соответствующей корональной петли со временем жизни порядка суток и более. Поэтому довольно часто КП на магнитограммах состоит из двух параллельных рядов магнитных узелков. Эволюция проборов связана в основном с внезапным появлением малых биполярных областей (в короне – яркие рентгеновские точки), которые создают свою собственную систему петель, связанную с окружающими полями. Контраст КП при этом уменьшается. Если же петли, составляющие КП, ослабляются, то он расширяется, темнеет и может превратиться в КД.
Рентгеновская яркость КП связана с градиентами магнитных полей, т.е. в случае его взаимодействия с близкой активной областью яркость будет выше, чем у петель, направленных к слабому флоккулу, поэтому бывают проборы с сильно различающейся яркостью своих сторон (асимметричные проборы).
Иногда наблюдаются рентгеновские структуры пониженной яркости, проходящие через весь диск, т.е. глобального характера. При этом, например, от приполярной корональной дыры проходят проборы фоновых полей и активных областей до другого полюса с КД (см., например, 23– 24.02.2001, 01.08.2000, 17.07.2000, рис. 2–3). Такие глобальные проборы в этом случае являются важным связующим звеном между КД, расположенными в разных полушариях. Время жизни таких КП сравнимо или несколько меньше времени жизни КД.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Обычно при этом приэкваториальная часть такого КП расположена западнее высокоширотных, что, по-видимому, связано с дифференциальным вращением и длительным существованием этих структур. При этом следует отметить, что при пересечении такой структурой экватора знак магнитного поля, связанного с этим КП, не меняется, в отличие от активных областей, у которых знак поля ведущей полярности разный в различных полушариях.
Пересекающиеся корональные проборы (х-проборы) Как было указано, каждый КП связан с магнитным полем одной полярности, однако в процессе эволюции возможны случаи пересечения разнополярных с образованием Х-точки (см., например, 01.12.2000, 01.03. на рис.4). При этом, судя по магнитограммам, в точке пересечения Х может превалировать одна из полярностей. Процесс образования и роль Хпроборов в физических процессах, например, вспышечных, еще предстоит выяснить.
На рис. 5 показан интересный случай параллельных волокон в линии Н-альфа. В рентгене им соответствуют вершины двух систем петель, а между осями этих систем расположен пробор. Таким образом, локализация проборов и волокон никогда не может совпасть – волокна расположены в вершинах петель, а КП у их оснований.
В работе  было проведено компьютерное моделирование проборов и сделан вывод о том, что проборы являются неизбежным и естественным компонентом замагниченной солнечной атмосферы и представляют собой линии смены знака нормальной компоненты вектора кривизны силовых линий магнитного поля.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября КП – вытянутая однополярная магнитная структура, образованная двумя рядами петель, направленных к областям другой полярности.
Структура и время жизни КП определяются их магнитными полями.
Существуют глобальные проборы, обычно соединяющие приполярные корональные дыры. Их характерные размеры сравнимы с солнечным диаметром, а время жизни – со временем существования КД.
КП, пересекающие экватор, не меняют знака магнитного поля. Однако возможно пересечение разнополярных проборов.
Локализация КП и волокон всегда не совпадает – волокна находятся в вершинах петель, а КП у их оснований.
В среднем ширина и длина КП обратно пропорциональны напряженности магнитного поля. Как правило, более длинные КП связаны со слабыми фоновыми полями, вытянутыми дифференциальным вращением.
Система магнитных структур КП взаимодействует с двумя соседними областями противоположной полярности и таким образом играет важную роль в иерархии крупномасштабных корональных магнитных полей.
Данная работа выполнена при поддержке гранта РФФИ №08-02-01033а.
1. Никулин И.Ф. Докл. Конф. «Актуальные проблемы солнечной и звёздной активности», Н. Новгород, ИПФ РАН, 2003, Т.1, с.22.
2. Munro R.H., Withbroe G.L. // Astrophys. J., v.176, p. 511, 1972.
3. Altschuller M.D., Trotter D.E., Orrall F.Q. // Solar Phys., v.26, p.354, 1972.
4. Никулин И.Ф. // Изв. РАН, сер. физ., т.70, №1, с.77, 2006.
5. Yohkoh – SXT. Archive, 2000. http://www.lmsal.com/SXT 6. Hinode – XRT. Archive, 2009. http://umbra.gsfc.nasa.gov/images/latest_xrt 7. SOHO Team, Archive, 2002. http://sohowww.nascom.nasa.gov 8. Молоденский М.М., Старкова Л.И. // Астрон. журн., т.84, №12, с.1146, 2007.
Ioffe Physico-Technical Institute of Russian Academy of Sciences, St. Petersburg, Russia Central Astronomical Observatory at Pulkovo, St. Petersburg, Russia Analysis of the general statistical rules of the sunspot activity, including Gnevyshev-Ohl rule, Waldmeier rule and amplitude-period effect, was performed for both Wolf number and group sunspot number. It was shown that for both solar indices the statistical rules are manifested over the time interval 1700–1855 AD much weaker than over the time interval 1856– AD. The possible causes of this difference are discussed.
(а) Амплитуда нечётного солнечного цикла 2N + 1 больше, чем амплитуда чётного цикла 2N. Эту формулировку назовём ПГО(1).
(б) Суммарное за чётный цикл 2N число пятен хорошо коррелирует с суммарным числом пятен за нечётный цикл 2N + 1, в то время как соответствующие суммы для циклов 2N – 1 и 2N коррелируют слабо . Эту формулировку назовём ПГО(2).
где RZ,max – максимальное за цикл значение RZ (амплитуда цикла), – продолжительность фазы роста в годах.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября (а) Отрицательная корреляция между амплитудой цикла N и длиной предыдущего цикла N – 1. Об этом эффекте (назовём его АП(1)) сообщалось в работах [3–4].
(б) Отрицательная корреляция между амплитудой цикла N и его длиной.
Этот эффект (АП(2)) упоминался в работах [5–6].
Указанные статистические закономерности были установлены для ЧВ.
Анализ, проведённый в , показал, что эти закономерности действуют и в числах групп солнечных пятен RG – солнечном индексе введённом Хойтом и Шаттеном  – хотя и несколько слабее, чем в RZ. Следует отметить, что ряды данных и по RZ, и по RG неоднородны, разные их части имеют различную надёжность. Согласно Эдди , ЧВ в 1700–1748 гг. известны плохо, в 1749–1817 гг. данные по RZ сомнительные, в 1818–1847 гг. – хорошие, начиная с 1848 г. – точные и надёжные. Согласно  погрешность RG равна 5% в 1640–1728 гг. и в 1800–1849 гг., 15–20% в 1728–1799 гг., и около 1% после 1849 г. Очевидно, что в обеих сериях данные после 1848 г.
значительно более надёжны, чем в предшествующую эпоху. В связи с этим полезно оценить, насколько неопределённость наших сведений о числе солнечных пятен влияет на точность выполнения вышеуказанных статистических правил. Для этого следует рассмотреть отдельно временные промежутки 1700-1855 (циклы –4–9, плохие данные) и 1856–1996 (циклы 10–22, хорошие данные). Кроме того, при исследовании влияния неопределённости сведений о числе пятен на точность действия статистических закономерностей, уместно, вслед за авторами работы , рассматривать зависимость длительности цикла и фазы роста от RZ и RG, а не наоборот.
Известно, что в числах Вольфа ПГО(1) нарушается для 3 пар циклов из 6 в 1700–1855 гг., и 1 пары из 8 в 1856–1996 гг. Для числа групп солнечных пятен соответственно: 4 нарушения из 6 до 1855 г. и 0 из 7 – после 1855 г. Остальные результаты проведённого анализа представлены на рис. 1 и суммированы в Таблице 1. Значимость всех коэффициентов корреляции оказалась более 0.90. Стандартные отклонения от вычисленных зависимостей (нелинейная для ПВ в RZ, и линейные в остальных случаях) приведены в Таблице 1 для интервалов 1700–1855 гг. и 1856–1996 гг. Из рис. 1 видно, что во всех случаях разброс пустых кружков (1700–1855 гг.) заметно превышает разброс квадратов (1856–1996 гг.).
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября RZ(2N+1) фазы роста, лет Длительность цикла N-1, t, лет Длительность Длительность цикла N Рис. 1. Действие закономерностей: ПГО(2) (А,Б), ПВ (В,Г), АП(1) (Д,Е), АП(2) (Ж.З), для временных промежутков 1700-1855 гг. (пустые кружки) и 1856-1996 гг. (квадратики). Левая панель – числа Вольфа, правая панель – числа групп пятен. Коридор, соответствующий стандартному отклонению, показан пунктиром.
Квадраты следуют выявленным зависимостям значительно лучше.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Таблица 1. Степень выполнения статистических закономерностей пятнообразовательной деятельности Солнца в различные эпохи.
1) В 1700–1855 гг. исследованные статистические закономерности проявляются и в числах Вольфа RZ и, особенно, в числах групп пятен RG значительно хуже, чем в период 1856–1996 гг.
2) Наиболее вероятным источником искажения основных статистических закономерностей в период 1700–1855 гг. представляется неопределённость, присутствующая в данных по RZ и RG в указанную эпоху.
Работа поддержана программой обмена между Российской и Финской Академиями наук (проект №16), программой ОФН РАН (VI-15), и грантами РФФИ 07-02-00379, 09-02-00083, 10-02-00391.
1. Гневышев М.Н., Оль А.И.: 1948. О 22-летнем цикле солнечной активности. Астрон.
Ж. Т. 25, №1, С. 18–20.
2. Veselovski I.S., Tarsina M.V.: 2002. Intrinsic nonlinearity of the solar cycles. Adv. Space Res., V. 29, N3, P. 417–420.
3. Chernosky E.J.: 1954. A relationship between length and activity of sunspot cycles. Publ.
Astron. Soc. Pacific, V. 66, P. 241.
4. Wilson R.M., Hathaway D.H., Reichmann E.J.: 1998. J. Geophys. Res. V. 103, P. 6595.
5. Dicke R H.: 1978. Is there a chronometer hidden deep in the Sun? Nature. V. 276, P. 676– 6. Friis-Christensen E., Lassen K.: 1991. Length of solar cycle: an indicator of solar activity closely associated with climate. Science. V. 254, P. 698–700.
7. Hathaway D.H., Wilson R.M., Reichman E.S.: 2002. Group sunspot numbers: sunspot cycle characteristics. Solar Physics. V. 211, P. 357–370.
8. Hoyt D., Sсhatten K. H.: 1998. Solar Phys. V. 181, P. 491.
9. Eddy A.: 1976. The Maunder minimum. Science. V. 192, P.1189–1202.
NORTHERN HEMISPHERE OVER 1988– Ogurtsov M.G.1,2, Jungner H.3, Helama S.4, Lindholm M.5, Oinonen M. A.F. Ioffe Physico-Technical Institute, St. Petersburg, Russia Central Astronomical Observatory at Pulkovo, St. Petersburg, Russia Arctic Centre, University of Lapland, Rovaniemi, Finland Nine proxy-based reconstructions of temperature of the extratropical part of the Northern Hemisphere over the last 600–1000 years were compared to the instrumentally measured temperatures. The effect of anomalous reduction in sensitivity over the last decades (divergence) in the tree-ring based records was taken into account. Statistical analysis showed that in eight of nine reconstructions the time interval 1988-2008 was the warmest two decades throughout the last 1000 years with probability more than 0.60.
B(0, B (r ), Bz (r )). В локальной цилиндрической системе координат, r,, z ось z совпадает с касательной к центральной оси силовой трубки (рис. 1).
Скрученность поля в трубке обеспечивается вихревыми движениями высокопроводящей плазмы. Всякий вихрь имеет вполне определенные конечные размеры, поэтому азимутальное поле B (r ) ограничено сечением a 2. (Объем участка трубки длиной L равен a 2 L, где L = R, а - угол, под которым эта часть трубки видна из центра кривизны). Иными словами, на внутренней границе трубки азимутальное поле еще может быть отлично от нуля B r =a 0 0, но снаружи, при r = a + 0, оно отсутствует: B r =a +0 = 0.
Данное условие можно рассматривать как определение a радиуса поперечного сечения жгута.
«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Рис. 1. Геометрия системы и скрученная магнитная петля во внешнем магнитном поле.
Полный электрический ток через поперечное сечение a 2 всегда равен нулю, поскольку B (r ) спадает с расстоянием от оси жгута заведомо Этим магнитные токовые структуры в космической плазме [1-9] радикально отличаются от электрических токов в вакууме (или в воздухе), с которыми мы привыкли иметь дело в классической электродинамике.
В формуле (1) введена интегральная скрученность поля, определенная отношением = B2 Bz2. Как видим, в случае «1» магнитная часть силы FR обращается в нуль при условии: 0 = 2. Только при этом значении скрученности натяжение магнитных силовых линий Bz поля, равное Bz2 (4 )1 и стягивающее жгут по длине, точно уравновешивается взаимным отталкиванием (давлением) B2 (8 ) 1 колец азимутального поля, нанизанных на магнитную ось жгута, которое, напротив, растягивает жгут в длину.
В случае «2», когда внешнее квазипродольное поле искривлено и действует на выделенную силовую трубку не только в смысле радиального сжатия, но и вдоль R за счет магнитного натяжения (здесь в магнитную го равновесия записывается в форме (4) ), первый, магнитный член в FR (3) всегда положителен, если давление газа в петле больше, чем давление снаружи. В этом случае при любой скрученности поля в петле удержание ее от подъема вверх возможно только за счет силы тяжести.
Наконец, в 3-ем случае в FR добавляется член с Bex,, с множителем R a >> 1. Благодаря этому даже относительно малое поперечное поле может обеспечить магнитное удержание сильно скрученной петли.
На основании формул (1)–(3) рассмотрим качественно динамику подъема скрученной магнитной петли из-под фотосферы и процесс ее взаимодействия с внешним магнитным полем, которое имеет заметный шир (Рис. 2). Пусть в исходном положении скрученность магнитного поля «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября в жгуте больше равновесной, так что петля движется наверх. В первом слое поднимающаяся петля деформирует внешнее поле таким образом, что его магнитные силовые линии будут обжимать поднимающийся жгут и под нижним обводом петли образуется область пересоединения – вертикальный токовый слой (рис. 3). Это та ситуация, которая обсуждается в «стандартной» модели вспышки и КВМ (рис. 3). После пересоединений в токовом слое под петлей силовые линии внешнего поля образуют новые кольца B поля, которые добавляются к полю магнитного жгута и тем самым сдвигают баланс натяжений и давлений в нем сторону магнитного давления B2 (8 ) 1, растягивающего петлю вверх и в стороны. Подъем скрученной петли будет, таким образом, продолжаться.
жгуте, которое вследствие скрученности сконцентрировано к центру жгута и непосредственно с B,ex не взаимодействует, пока в жгуте сохраняется достаточная степень скрученности поля. Наличие шира в Bex слое поперечное поле направлено также, как и азимутальное поле в жгуте, во 2-м слое B,ex = 0, в 3-м B,ex антипараллельно полю B в жгуте.
Во втором слое, где внешнее поле квазипараллельно оси жгута и не имеет поперечной составляющей, подъем петли также будет продолжен в соответствии с динамикой, описанной в работах [10, 11].
Наиболее интересные процессы развернутся в третьем слое, где поперечное внешнее поле противоположно полю B на периферии жгута. Здесь после контакта этих полей сформируется токовый слой в вершине петли и начнется быстрое «выгорание» азимутальной оплетки жгута. Уменьшение поля B в жгуте повлечет за собою изменение баланса сил в сторону продольных натяжений поля Bz, стремящихся сократить длину петли (Рис. 4,а). Это приведет к сокращению петли в длину (известный “shrinkСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября age” effect). Уменьшение длины означает, что петля опустится в те слои, через которые она уже прошла, и на нижнем ее обходе поле B (a) встретится с петлями, которые здесь остались после действия вертикального токового слоя, и, соответственно, имеют противоположное направление поперечного поля. Таким образом, токовые слои возникнут как на верхнем, так на нижнем обходе жгута, который как бы «замкнет» своим поперечным сечением слои внешнего ширового поля с разными знаками B,ex (Рис. 4,б).
При этом создастся такая конфигурация поля, когда станет возможным формирование коллапсирующей магнитной ловушки (Рис. 4,в), которая служит эффективным ускорителем заряженных частиц . По бокам от поднимающейся петли будут формироваться две ярких ленты, возникающих вследствие «обжига» хромосферы ускоренными частицами (Рис. 4,в).
Следующая стадия развития вспышечного процесса состоит в том, что продольное поле жгута Bz, которое было сконцентрировано (за счет сжимающего действия B поля), в приосевой области жгута, после ослабления поля B в вершине петли, резко расширится в этой области и примет распределение по сечению жгута близкое к однородному. Тем самым оно войдет в контакт с внешним продольным полем, имеющим обратное направление (рис. 5, а). Выгорание потока продольного поля резко ослабит продольные натяжения в петле, преобладающим станет среднее давление B поля, и скрученная магнитная петля сработает как драйвер КВМ. Разрыв продольного поля в вершине петли обеспечит выход ускоренных частиц во внешнюю среду (Рис. 5, б). Постэруптивная конфигурация, которая возникнет после того, как почти весь продольный поток жгута проаннигилирует с Рис. 4. Подъем петли в область, где знак B,ex противоположен знаку B (a).
Рис. 5. Выгорание Bz поля в жгуте (а), последующая эрупция (б) «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября внешним магнитным полем, будет иметь вид, близкий к тому, что изображен на рис. 5,в. Здесь на месте каждой из двух ног петли мы будем наблюдать узкий корональный луч (streаmer), близко к основанию которого находится особая гиперболическая точка, где возможны спонтанные пересоединения магнитных силовых линий, подогревающие всю структуру.

References: V. 
 v. 
 V. 
 V. 
 V. 
 v. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V. 
 V.