Результаты секции «Солнце» 2011 г.
реклама
Результаты секции «Солнце» 2011 г. Формулировка, орфография, синтаксис авторов сохраняются ИЗМИРАН Достижения ИЗМИРАН в области солнечно-земной физики в 2011 г. 1. Предложен механизм источника нагрева солнечной короны, основанный на неустойчивостях МГД-волн температурно-анизотропной плазмы, при их распространении в нижней короне вверх против направления теплового потока. Показано, что для таких условий имеет место сильное взаимодействие волн, приводящее для слабых магнитных полей (B < 1 Гс) к развитию апериодических, а для сильных магнитных полей (B > 10 Гс) колебательных неустойчивостей. При этом создается самосогласованная система - взаимодействие волн и развитие неустойчивостей происходят благодаря встречному тепловому потоку, который в свою очередь существует благодаря диссипации этих волн. (Н.С.Джалилов, В.Д.Кузнецов. МГД волны и неустойчивости температурно-анизотропной плазмы солнечной короны как источник ее нагрева. Письма в Астрон. ж., том 37, № 9, 706712, 2011.) 2. По данным солнечных рентгеновских спектров (слабые линии гелиоподобных ионов Cl, CL xvi в диапазоне длин волн 4.44-4.50 Å), полученных прибором РЕСИК/КОРОНАС-Ф во время вспышек 2002-2003 г., определено содержание элемента хлора в солнечной короне (A(Cl) = 5.75 ± 0.26), которое является наиболее точным из всех полученных ранее. Оно в 1.8 и 2.7 раза выше значений полученных по данным, соответственно, инфракрасного спектра пятен и для областей Hii. Установленное постоянство значений содержания хлора по большому спектру вспышек свидетельствует о его независимости от степени активности, т.е. отражает истинное содержание в солнечной короне. (B.Sylwester, Kenneth J. H. Phillips, J.Sylwester, V.Kuznetsov. The Solar Flare Chlorine Abundance from RESIK X-ray Spectra. Astrophys. J., 738, 49, 2011.) 3. По данным наблюдений на фотометрах СОКОЛ ( «КОРОНАС-ФОТОН») и ДИФОС («КОРОНАС-Ф») построена зависимость относительной амплитуды собственных колебаний Солнца от длины волны наблюдения. Относительные амплитуды флуктуаций интенсивности солнечного излучения составили 0,71×10-6 от полного солнечного потока в диапазоне наблюдения 1100 нм и 0,52×10-6 - в диапазоне 1550 нм. (Н.И.Лебедев, В.Д.Кузнецов, Ю.Д.Жугжда, С.И.Болдырев) 4. При сопоставлении хромосферной и корональной активности, кроме звёзд с корреляцией активности в этих слоях атмосферы, выявлена значимая группа звёзд с хромосферой, похожей на солнечную, но с коронами, мягкое рентгеновское излучение которых на 1-3 порядка превышает соответствующее значение в максимуме солнечного цикла (М.А. Лившиц). 5. Показано, что абсолютная северо-южная асимметрия центров пятнообразования достигает максимальных значений вблизи минимумов циклов активности. В это же время максимальных значений достигает абсолютная асимметрия суммарных 1 площадей групп пятен и их полного числа. Между этими величинами отмечается положительная корреляция (О.Г. Бадалян). 6. Проведено сравнение моделей динамо с локальным подавлением генерации, и моделей с динамическим подавлением спиральности, которые в целом согласуются с наблюдениями динамики спиральности в солнечном цикле. Показано, что первые зачастую более адекватно описывают наблюдательные особенности динамики спиральности. Делается качественный вывод о связи наблюдаемой величины токовой спиральности с расчетными величинами в теории динамо (К.М. Кузанян). 7. Показано, что в течение 23-го солнечного цикла (1996-2009 гг.) изменения максимальной скорости КВМ коррелируют с изменениями крупномасштабной структуры магнитного поля Солнца (изменениями индекса эффективного солнечного мультиполя n). При этом в отличие от средних значений скорости КВМ значениям максимальной скорости КВМ соответствуют максимальные значения индекса эффективного мультиполя (В.Н. Обридко, Е.В. Иванов). 8. Исследованы резкие изменения потока ионов SCIF, представляющие собой резкие границы более крупномасштабных структур. Показано, что частота появления на 1 а.е. таких образований не является случайной величиной, а зависит от суточных параметров солнечного ветра. Эмпирическая модель по данным Wind даёт оправдываемость 70% за пять лет. Чем более плотный, замагниченный и турбулентный поток приходит к Земле, тем больше в нём SCIFs. Скорость солнечного ветра при этом преимущественно низкая. Обнаружено, что SCIFs группируются около гелиосферного токового слоя, что обусловлено благоприятными условиями в плазме. Около 85% всех секторных границ ассоциировались с резкими изменениями плотности солнечного ветра (Хабарова О.В., Застенкер Г.Н.). 9. Произведено моделирование процессов ускорения частиц при пересоединении на гелиосферном токовом слое (ГТС) в кинетическом приближении и выполнено сравнение полученных результатов с данными пересечения ГТС на 1 а.е. (использованы 3-секундные данные КА Wind). Особенностью модели является разделение частиц на транзитные и отраженные и наличие поляризационного поля отраженных протонов и электронов. Выбрано три типа пересечений ГТС (однократное пересечение секторной границы, множественное пересечение средней длительности (день-два), супер-длительное пересечение - три дня). На базе анализа поведения компонент межпланетного магнитного поля (ММП), плотности, скорости, параметра бета и спектрограмм направлений электронов по питч-углам показано, что поведение параметров солнечного ветра в окрестности токового слоя соответствует результатам PIC моделирования, которые объясняют неясные прежде характеристики космической плазмы вблизи секторных границ. В случае множественных пересечений наблюдаемые явления объясняются с учетом принципа суперпозиции полей (Жаркова В.В., Хабарова О.В.). 10. Исследован эффект бимодальности распределения горизонтальных компонент межпланетного магнитного поля (ММП) Bx и By (GSE) или радиальной компоненты Br (RTN) на орбите Земли, имеющих провал в области низких значений поля. До настоящего времени этот факт объяснялся наличием секторной структуры. Полагалось, что это - следствие того, что Земля относительно редко пересекает гелиосферный токовый слой по сравнению со временем своего пребывания в секторе определенного знака (ноль считался в основном свойством 2 секторной границы). Выяснилось, однако, что секторные границы вносят незначительный вклад в число нулей распределения ММП. Существование гелиосферного токового слоя и особенности его топологии не могут целиком объяснять наблюдаемый эффект (Хабарова О.В.. Обридко В.Н.). 11. Рассмотрено изменение вида волокон при эволюции фотосферного магнитного поля, приводящего к изменению связности линий раздела полярностей (ЛРП) или нейтральных линий, к которым «привязаны» волокна, с точки зрения модели магнитного жгута. Соседние концы двух волокон, оказавшихся на одной ЛРП, поразному взаимодействуют друг с другом, в зависимости от того, одинаково направление закрученности их нитей или различно. Для того чтобы пара волокон образовала единую структуру, необходимо соблюдение непрерывности компонент магнитного поля и электрического тока. Показано, что во всех случаях, когда три волокна соединяются в одной точке – это нулевая точка магнитного поля, к которой подходит еще четвертая нейтральная линия, над которой по каким-то причинам отсутствует или не наблюдается волокно (Филиппов Б.П.). 12. Изучена незавершенная (или ограниченная) эрупции магнитного жгута по наблюдениям наземных и космических обсерваторий. Показано, что эрупция была остановлена стабилизирующим действием коронального магнитного поля, о наличии которого можно судить по устойчивым корональным структурам, наблюдаемым над жгутом в ультрафиолетовых линиях железа и Нα. В достаточно сложном корональном магнитном поле могут существовать два или несколько устойчивых положений равновесия жгута, и ограниченная эрупция означает переход из одного положения равновесия в другое (Филиппов Б.П., Кумар П., Сривастава А.К., и др.). 13. Продолжена разработка метода 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 (даже без учета факторов, определяющих знак Bz-компоненты межпланетного магнитного поля) и транзитными временами начала и пика геомагнитных бурь. 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 заблаговременно по наблюдениям диммингов и аркад в крайнем УФ диапазоне (Черток И.М., Белов А.В., Акунин А.А., (Гречнев В.В., ИСЗФ,.Иркутск). 14. По данным спектрографа ИЗМИРАН (25 – 270 МГц) выполнен анализ уникального явления 12 февраля 2010 г., когда наблюдались три больших группы всплесков III типа, и после каждой группы на фоне невысокого континуума появлялась 3 необычная тонкая структура (множество хаотически дрейфующих жгутов с аномальными параметрами и пульсации). Согласно данным радиогелиографа Нансэ, источники всех трех групп всплесков располагались в одной активной области 11046 и их излучение сопровождалось всплесками в мягком рентгене (GOES). Предполагается, что такая структура могла быть связана с присутствием множества мелких ударных фронтов за передним краем КВМ. Возможно, что такая турбулентная зона действительно существовала в хвосте КВМ, если судить по сильно неоднородной структуре КВМ на снимках, полученным в эксперименте STEREO (Чернов Г.П., Фомичев В,В., Горгуца Р.В., Маркев А.К., Соболев Д.Е. (Hillaris, A., Alissandrakis, C., Greece). 15. На основе новых методов изучения солнечного ветра, разработанных в последние годы, по результатам обработки наблюдений предыдущего года установлено, что ключевые характеристики активности солнечного ветра в 2011г.: гелиоширотный профиль трансзвуковой поверхности и звуковой профиль солнечного ветра, а также спектр типов потоков солнечного ветра и формирующий их спектр магнитных полей солнечной короны существенно отличается от аналогичных характеристик 22 и начальной фазы 23 солнечных циклов (Лотова Н.А., Владимирский, Обридко В.Н.) 16. Определены параметры спектра долговременных вариаций галактических КЛ для 19532010 гг. по всей имеющейся информации о вариациях интенсивности космического излучения, зарегистрированной наземной сетью нейтронных мониторов и с помощью околоземных наблюдений КЛ (в стратосфере и на спутниках). Кроме того другим способом получен спектр долгопериодных вариаций плотности КЛ в 1974-2010 гг. с привлечением данных мюонного телескопа (cтанция Nagoya, 17 различных направлений прихода частиц). Получено, что a) в минимуме 23-го цикла (2009 г.) по наземным данным зафиксировано превышение ранее установленного максимального уровня потоков КЛ с энергией около 10 ГВ на 5%, а по измерениям в стратосфере поток галактических КЛ с энергиями свыше 100 МэВ вырос на 20% , b) показатель спектра γ при совместном использовании всех перечисленных выше данных возрастает в минимуме 23-его цикла с учетом всех направлений прихода частиц мюонного телескопа до γ ≈1.5, для вертикали γ ≈1.2, без учета данных телескопа показатель спектра γ=1.0 (Белов А.В., Янке В.Г., Ерошенко Е.Г.). 17. Показано, что созданная в ИЗМИРАНе база данных по Форбуш-эффектам и межпланетным возмущениям достаточно велика и представительна, чтобы обеспечить сравнительный статистический анализ событий различных типов. По всем событиям 1957-2009 гг. проведён сравнительный анализ событий начинающихся вместе с внезапным началом геомагнитной бури (SSC) и событий без SSC. Выборки событий с внезапным началом (S-группа) и с постепенным началом (NS-группа) существенно различаются между собой. В S-группе оказались в среднем более мощные события. Межпланетные возмущения двух групп различаются и по структуре. Межпланетные возмущения, относящиеся к S-группе, эффективнее модулируют космические лучи и создают большие Форбуш понижения по сравнению с возмущениями NS-группы, имеющими сходные характеристики. Одним и тем же уровням геомагнитной активности в NS-группе соответствуют Форбуш понижения меньшей величины, чем в S-группе. Полученные результаты говорят в пользу того, что в выделенных группах преобладают разные механизмы модуляции галактических космических лучей. События S-группы в большей мере обусловлены выбросами солнечного вещества (CME), в то время как значительная часть событий группы NS связана с высокоскоростными потоками плазмы из корональных дыр (БеловА.В., Янке В.Г., Ерошенко Е.Г.). 18. Проведено исследование нескольких аномальных Форбуш-эффектов, обусловленных выбросами солнечного вещества из далёких областей Солнца вблизи западного лимба и 4 частично за западным лимбом. Такими событиями были Форбуш-эффекты 16-17 июля 2005 г. и 21 января 2005 г. Выявлено ещё несколько подобных событий и они составляют особую немногочисленную группу Форбуш-эффектов. Общее в этих событиях – они созданы необычно большими и мощными CME, обладающими высокой скоростью и сильным магнитным полем. Часто (как это было в июле 2005 г.) в межпланетном возмущении объединяются несколько ICME. Соответствующие Форбушэффекты выделяют не только необычно большие (для удалённых источников) вариации плотности, но и аномально большая, направленная к западу анизотропия КЛ. Статистический анализ показывает, что чем ближе источник к западному краю солнечного диска, тем более анизотропен ФЭ (тем больше сама анизотропия и отношение наблюдаемой анизотропии к вариациям плотности КЛ в этом ФЭ) (Белов А.В., Янке В.Г., Ерошенко Е.Г.). 19Северо-южная асимметрия – индекс рассинхронизации механизма динамо в полушариях Солнца Предложены несколько параметров, характеризующих широтное распределение центров пятнообразования - нормированная и ненормированная северо-южная асимметрия и расстояние между среднемесячными широтами групп пятен в северном и южном полушариях (текущий размах крыльев бабочек Маундера). Асимметрия широт центров пятнообразования сопоставлена с асимметрией суммарных площадей и полного числа групп пятен; такое сопоставление проведено как на масштабах 11-летнего цикла, так и на больших временных масштабах. Показано, что абсолютная северо-южная асимметрия центров пятнообразования достигает максимальных значений вблизи минимумов циклов активности. В это же время максимальных значений достигает абсолютная асимметрия суммарных площадей групп пятен и их полного числа. Предложен общий сценарий развития пятнообразовательной деятельности в цикле солнечной активности. Североюжную асимметрию можно интерпретировать как разбалансировку в работе двух полушарий. Наблюдаемая разбалансировка наиболее выражена в минимумах циклов, при постепенном переходе от одного цикла к другому, когда абсолютные значения асимметрии суммарных площадей пятен и их широт достигают наибольших значений. В рамках современных динамо-теорий существенным является вопрос о том, насколько синхронизованы процессы, происходящие в северном и южном полушарии. Результаты выполненной работы выявляют определенные различия в работе двух полушарий. Мерой этого различия является северо-южная асимметрия. Можно полагать, что асимметрия суммарных площадей групп пятен (разбалансировка работе полушарий по мощности) и асимметрия широтного положения центров пятнообразования (пространственная разбалансировка) свидетельствуют о различии характеристик активности в двух полушариях в ходе 11-летнего и векового циклов активности. (Бадалян О.Г.// Астрон. журн., 2011, т. 86, с. 1008–1023. 5 Верхняя кривая – широты центров пятнообразования для четырех циклов в северном полушарии, указаны номера циклов. Точками показано положение высокоширотных (30 – 40 градусов) и низкоширотных (0 – 5 градусов) групп пятен. Далее, левая колонка – доля низкоширотных (вверху) и высокоширотных (внизу) групп пятен по отношению к их общему числу; правая колонка – средний размах крыльев бабочки (вверху) и нормированная абсолютная асимметрия широт пятен (внизу), все в зависимости от фазы цикла. Важнейшие результаты ИЗМИРАН Предложен механизм источника нагрева солнечной короны, основанный на неустойчивостях МГД-волн температурно-анизотропной плазмы, при их распространении в нижней короне вверх против направления теплового потока. Показано, что для таких условий имеет место сильное взаимодействие волн, приводящее для слабых магнитных полей (B < 1 Гс) к развитию апериодических, а для сильных магнитных полей (B > 10 Гс) колебательных неустойчивостей. При этом создается самосогласованная система взаимодействие волн и развитие неустойчивостей происходят благодаря встречному тепловому потоку, который в свою очередь существует благодаря диссипации этих волн. Н.С.Джалилов, В.Д.Кузнецов. МГД волны и неустойчивости температурно-анизотропной плазмы солнечной короны как источник ее нагрева. Письма в Астрон. ж., том 37, № 9, 706-712, 2011. По данным солнечных рентгеновских спектров (слабые линии гелиоподобных ионов Cl, CL xvi в диапазоне длин волн 4.44-4.50 Å), полученных прибором РЕСИК/КОРОНАС-Ф во время вспышек 2002-2003 г., определено содержание элемента хлора в солнечной короне (A(Cl) = 5.75 ± 0.26), которое является наиболее точным из всех полученных ранее. Оно в 1.8 и 2.7 раза выше значений полученных по данным, соответственно, инфракрасного спектра пятен и для областей Hii. Установленное постоянство значений 6 содержания хлора по большому спектру вспышек свидетельствует о его независимости от степени активности, т.е. отражает истинное содержание в солнечной короне. (совместно с Центром космических исследований Польской академии наук) B.Sylwester, Kenneth J. H. Phillips, J.Sylwester, V.Kuznetsov. The Solar Flare Chlorine Abundance from RESIK X-ray Spectra. Astrophys. J., 738, 49, 2011. Построена новая теоретическая модель корональной дыры (КД), магнитное поле которой складывается из открытого магнитного потока и потока, замкнутого на окружающую КД хромосферу. Получены простые аналитические формулы, описывающие понижение температуры и плотности в КД. Показано, что эффект понижения яркости КД критическим образом зависит от соотношения поперечного размера дыры RCH и шкалы высоты H (T ) в окружающей короне. Для больших КД , RCH >> H (T ) , плотность газа в КД близка к корональной и понижение яркости КД обусловлено только ее более низкой температурой. В среднем, когда RCH ≈ (1.5 ÷ 2) H (T ) , плотность и температура в КД примерно вдвое ниже их корональных значений на том же геометрическом уровне. В другом предельном случае, когда RCH ≈ H (T ) , температура газа в КД равна Т короны или даже несколько выше, но зато плотность плазмы в КД оказывается в несколько раз меньше корональной. Обоснована аналогия между строением КД и структурой солнечного пятна. В.Н Обридко, А.А. Соловьев. «Магнитогидростатическая модель корональной дыры». Астрономический Журнал (2011), т. 88, №12, с.1238-1248. ГАО РАН Важнейшие результаты научных исследований, полученные в Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской Академии наук в 2011 г. Секция 3. Солнце. 1. Гипотеза Пенна-Ливингстона: исчезнут ли солнечные пятна в ближайшем будущем? По материалам длительных синоптических наблюдений шести обсерваторий СССР и последним данным Крымской обсерватории (1957-2011 гг.) показано, что найденная Пенном и Ливингстоном (Penn, M. J., & Livingston, W. 2006, 2011) тенденция уменьшения напряженности магнитных полей солнечных пятен в послемаксимальную фазу 23-го цикла активности (рис.1) является частью циклических изменений и имела место и ранее, например, в эпоху спада 19-го и 22-го циклов активности (рис.2). Долговременный тренд в напряженности магнитных полей пятен не выявлен, что опровергает широко обсуждаемую гипотезу Пенна и Ливингстона о возможном прекращении пятнообразовательной деятельности Солнца в ближайшем будущем. Обнаруженный факт изменения средних физических характеристик пятен, а не только их числа, с циклом активности должен найти применение при построении теории динамо. (ГАО РАН – Ю.А. Наговицын, А.Г. Тлатов, А.Л. Рыбак совместно с NSO, USA). 7 Рис.1. Напряженность магнитных полей солнечных пятен в 23-м цикле (красные крестики) и ее среднегодовые значения (черные звездочки). Прямые линии – варианты прогноза «исчезновения» пятен. По Penn, M. J., & Livingston, W. 2006, Astrophysical Journal, 649, L45; Penn, M. J., & Livingston, W. 2011, in IAU Symp. 273, (Cambridge Univ. Press), 126 Рис. 2. Среднегодовые значения напряженности магнитных полей солнечных пятен в период 19572011 гг. – данные синоптических наблюдений по программе Служба Солнца (вверху), среднегодовые значения числа солнечных пятен (внизу). По A.A. Pevtsov, Y. A. Nagovitsyn, A. G. Tlatov, and A. L. Rybak, Long-term trends in sunspot magnetic fields. // Astrophysical Journal, 742:L36 , pp. 1-4, 2011. Публикации: A.A. Pevtsov, Y.A. Nagovitsyn, A.G. Tlatov, and A.L. Rybak, Long-term trends in sunspot magnetic fields. //Astrophysical Journal, 742:L36 , 2011. --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------2. Модель солнечного динамо с нелокальным альфа-эффектом. По данным Пулковского каталога солнечной деятельности рассчитан вклад механизма Бэбкока-Лейтона в генерацию полоидального поля Солнца для трех солнечных циклов. Сравнение с данными о крупномасштабном магнитном поле показывает, что механизм Бэбкока-Лейтона действует на Солнце. Построена численная модель солнечного динамо, в которой используется нелокальный альфаэффект, соответствующий механизму Бэбкока-Лейтона, и диамагнитный перенос поля к основанию конвективной зоны. Модель воспроизводит основные особенности динамики крупномасштабных магнитных полей в солнечных циклах. (ГАО РАН, ИСЗФ СО РАН – Кичатинов Л.Л., Олемской С.В. – ИСЗФ СО РАН) Рисунок: расчетная «диаграмма бабочек» солнечных пятен (вверху) и широтновременная диаграмма радиального поля на поверхности Солнца (внизу), полученные в модели динамо. Публикации: 8 Кичатинов Л.Л., Олемской С.В. Действует ли механизм Бэбкока-Лейтона на Солнце? Письма в АЖ, т.37, №9, стр.713-715, 2011. Kitchatinov L.L., Olemskoy S.V. Solar dynamo model with diamagnetic pumping and nonlocal alpha-effect. Solar Physics (в печати). --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------3. Впервые предложена МГД модель нагрева корональной плазмы при преломлении солнечных вращательных разрывов в переходной области. Показана возможность возникновения в нижней короне преломлённых диссипативных медленных ударных волн, прямых и обратных, и указано на возникновение затухания Ландау в плазме верхней короны. (ГАО РАН - Гриб С.А) Публикации: S.A.Grib, E.A.Pushkar. Some features of the interplanetary shock wave interactions connected with the thermal anisotropy and 3D flow past the Earth’ bow shock. Planetary and Space Science, v.58, 14-15, 2010, pp.1850-1856. doi:10.1016/j.pss.2010.08.015. S.A.Grib and E.A.Pushkar. On the interaction of the solar rotational discontinuities with a contact discontinuity inside the solar transition region as a source of plasma heating in the solar corona. JENAM 2011 European Week of Astronomy and Space Science. Book of abstracts, 4-8 July 2011, Saint-Petersburg, Russia, рp.39-40. C.А.Гриб. Об одном механизме возникновения обратной ударной волны солнечного ветра в магнитослое перед магнитосферой Земли. Письма в Астр.ж., 2011, т.37, № 12, с.955-960. --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------4. Многочисленные исследования временного поведения уровня солнечной активности дополнены рассмотрением закономерностей изменения пространственных характеристик пятнообразовательной деятельности Солнца (северо-южной асимметрии, средних широт пятен, формы бабочек Маундера). Построены реконструкционные математические модели, сравнение которых с независимыми ранними наблюдениями Парижской школы доказывает возможность представления пространственного развертывания солнечной активности на большой временной шкале, в том числе и в ее экстремальные эпохи. Полученные результаты важны для описания длительного поведения активности Солнца и звезд поздних спектральных классов с магнитными циклами. (ГАО РАН – Ю.А. Наговицын, В.Г. Иванов, Е.В. Милецкий, Е.Ю. Наговицына). 9 Публикации: Иванов В.Г., Милецкий Е.В. Широтные характеристики зоны пятнообразования на Солнце и 11-летний цикл солнечной активности // Астрон. журн. 86, 922-927 (2009). Наговицын Ю.А., Иванов В.Г., Милецкий Е.В., Наговицына Е.Ю. Минимум Маундера: северо-южная асимметрия пятнообразования, средние широты пятен и диаграмма бабочек. // Астрон. журн., 87, 524-528 (2010). Ivanov V.G., Miletsky E.V., Width of Sunspot Generating Zone and Reconstruction of Butterfly Diagram. // Solar Physics, Volume 268, Issue 1, pp.231-242, (2011). Ivanov V.G.; Miletskii E. V.; Nagovitsyn Yu. A. Form of the latitude distribution of sunspot activity. // Astronomy Reports, Volume 55, Issue 10, pp.911-917 (2011). --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------5. Долгопериодические колебания солнечных пятен. На основе наземных спектрограмм (Пулково) и магнитных данных SOHO/MDI исследованы свойства долгопериодических колебаний солнечных пятен в диапазоне периодов от 1 до 40 часов. Установлена предельная собственная мода указанных колебаний с периодом от 12 до 28 часов (в зависимости от напряженности магнитного поля пятна). Более высокие гармоники в колебательных спектрах пятен, по–видимому, являются обертонами этой основной предельной моды. Еще более низкая мода, фиксируемая иногда в спектрах мощности пятен в диапазоне около 3540 часов, не является собственной колебательной модой пятна, поскольку ее период не зависит от напряженности его магнитного поля. Вероятно, данная мода есть квазипериод, возникающий за счет возмущений пятна со стороны окружающих его ячеек супергрануляции. (ГАО РАН - Соловьев А.А., Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Киричек Е.А.) Публикации: 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. Том 83, № 5. С. 450-460. 2007. 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. 10 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» Оптический журнал, т.75, №3, 2008, 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 groundbased (Pulkovo) and SOHO/ MDI data" Solar Phys (2010) v. 267. №2, 279-293. 8. Ефремов В.И., Парфиненко Л.Д., Соловьев А.А. «Колебания солнечных пятен по данным SOHO/MDI» Космические исследования (2012) том 50, №1, С. 47-58. Рис.1. Зависимость периода колебаний магнитного поля солнечного пятна от среднего значения напряженности его магнитного поля Hz(θ=0). Слева: для несобственной моды с периодами 35-40 часов, справа – для собственной моды с периодами от 12 до 28 часов. --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------6. Моделирование температурно-плотностной структуры спокойных солнечных протуберанцев и корональных «спайдеров». Предложен новый подход к моделированию долгоживущих солнечных образований (пятен, волокон, корональных дыр, стримеров и др.), основанный на решении обратной задачи магнитогидростатики: по заданной структуре магнитного поля вычисляются температурно-плотностные характеристики объекта. Метод применен для аркадной модели спокойного протуберанца (Пикельнер,1971). Получено новое точное решение, описывающее (с учетом силы тяжести) магнитную и температурно-плотностную структуру сферического магнитного вихря в потенциальном внешнем поле. На основе решения предложена модель открытого российскими КА в эксперименте «СПИРИТ» нового класса активных образований – очень горячих ( T ≈ 10 − 20MK ) долгоживущих рентгеновских объектов - корональных спайдеров (“spiders”). (ГАО РАН - Соловьев А.А., Киричек Е.А.) Публикации: Соловьев А.А. Структура солнечных волокон. Протуберанцы в короне свободной от магнитного поля. Астрономический журнал. (2010) Том 87. № 1. с. 93-102. Соловьев А.А., Киричек Е.А. «Сферический магнитный вихрь в однородном поле сил тяжести: новое точное решение и его применения для моделирования вспышек и корональных «спайдеров». Письма в Астрономический Журнал (2011) т. 37, №11, с. 855-862 11 b) a) c) Рис. 1. a). Пример распределения газового давления Р (дин/см2) в равновесном магнитном шаре по высоте (в относительных единицах z R ) и по радиальному расстоянию ( r R ). На рисунке для удобства демонстрации показана только одна левая половина шара; b). Аналогичное распределение концентрации −3 газа n( x, z ) (в единицах 1×10 cm ); с). Распределение температуры (в млн К). В магнитной сфере чередуются тороиды с резко повышенной и резко пониженной плотностью плазмы, Температура в областях разрежения достигает 10-15 МК. 8 --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------7. Магнитогидростатическая Модель Корональной Дыры Построена новая теоретическая модель корональной дыры (КД), магнитное поле которой складывается из открытого магнитного потока и потока, замкнутого на окружающую КД хромосферу. Получены простые аналитические формулы, описывающие понижение температуры и плотности в КД. Показано, что эффект понижения яркости КД критическим образом зависит от соотношения поперечного размера дыры RCH и шкалы высоты H (T ) в окружающей короне. Обоснована аналогия между строением КД и структурой солнечного пятна. (ГАО РАН – Соловьев А.А., Обридко В.Н. – ИЗМИРАН) Аннотация: Для больших КД, RCH >> H (T ) , плотность газа в КД близка к корональной, и понижение яркости КД обусловлено только ее более низкой температурой. В другом предельном случае, когда RCH ≈ H (T ) , температура газа в КД равна Т короны или даже несколько выше, но при этом плотность плазмы в КД оказывается в несколько раз меньше корональной. В среднем, когда RCH ≈ (1.5 ÷ 2) H (T ) , плотность и температура в КД примерно вдвое ниже их корональных значений на том же геометрическом уровне (рис.1б) Публикации: В.Н Обридко, А.А. Соловьев. «Магнитогидростатическая модель корональной дыры». Астрономический Журнал (2011), т. 88, №12, с.1238-1248. 12 Рис.1. а. Качественный вид аксиальносимметричной магнитной конфигурации КД, описываемой суммой двух полей: открытого B1 и замкнутого на окружающую хромосферу B 2 . Пунктиром отмечена цилиндрическая система координат r , ϕ , z . Рис.1.б. Зависимость относительной температуры T ( z) T0 ( z ) (сплошные линии) и плотности газа ρ ( z) ρ0 ( z ) (пунктирные линии) на некоторой фиксированной высоте в КД от величины kH (T0 ) ≡ H (T0 ) RCH при различных значениях β 0 ( z ). Наиболее толстые линии соответствуют значению β 0 = 1.1, наиболее тонкие – значению β 0 = 3. плазменного параметра --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------8. Эфемерные магнитные области Солнца как предвестник солнечной активности По материалам наблюдений солнечной активности в линии K CaII за период 19071999 гг. по ежедневным наблюдениям обсерватории Kodaikanal произведен анализ распределения площади, координат и яркости эфемерных областей. Показано, что средняя широта пространственного распределения эфемерных областей имеет 11летнюю цикличность, достигая максимального значения на фазе роста цикла, которое оказывается тесно связанным с величиной активности в максимуме. Минимальные значения широты достигаются на фазе минимума солнечной активности и связаны с амплитудой цикла солнечных пятен, последующего через 1617 лет. (ГАО РАН - Тлатов А.Г. совместно с NSO, USA) Аннотация: В работе рассмотрены результаты анализа солнечной активности в линии K CaII за период 1907-1999 гг. по ежедневным наблюдениям обсерватории Kodaikanal. Проведен анализ распределения площади, координат и яркости эфемерных точек. Анализ включал процедуру калибровки изображений, основанный на учете интенсивности рассеянного света и определения характеристики фотопластинок. Найденная связь между широтой θ1 появления эфемерных областей и амплитудой текущего цикла. Средняя широта распределения эфемерных областей имеет 11- летнюю цикличность, достигая максимума θ1 на фазе роста солнечной активности. Наибольшая широта была зафиксирована в 1956,2 году, т.е. за ~1,5 года до наступления максимума 19-го цикла активности. Величина θ1 связана с амплитудой текущего цикла активности (Рис. 1). Минимальные значения широты θ2 достигаются на фазе минимума солнечной активности. Значения широты θ2 также связаны с амплитудой цикла солнечных пятен, а опережая его на 1617 лет. Т.е. существует связь между широтой эфемерных областей в минимуме цикла n и амплитудой цикла 13 активности n+1 (Рис. 2). Коэффициент корреляции между значениями широты θ2 и амплитудой цикла n+1 R=0.92. Рис.1. (Слева) Связь между широтой θ1 распределения эфемерных областей и амплитудой циклов активности. Рис.2. (Справа) Связь между широтой θ2 распределения эфемерных областей и амплитудой циклов активности. Публикации: Tlatov, A. G.; Pevtsov, A. A. The latitude of ephemeral regions as an indicator for solar-cycle strength. // Memorie della Societa Astronomica Italiana, v.81, p.814, 2010. --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------9. По одновременным наблюдениям 3-х минутных колебаний на разных уровнях над солнечным пятном (оптическим наблюдениям на Саянской обсерватории на уровне хромосферы в линии Нα и наблюдениям на радиогелиографе Нобеяма (Япония) на частоте 17 ГГц) обнаружены похожие цуги колебаний со сдвигом по времени, что интерпретируется как МГД-волны, распространяющиеся снизу вверх вдоль силовой магнитной трубки пятна. По времени задержки (45 сек), принимая скорость распространения волны, измеренной по оптическим наблюдениям (60 км/сек), оценена высота области радиоизлучения - 2700 км. (ГАО РАН - Абрамов-Максимов В.Е., Гельфрейх Г.Б. совместно с ИСЗФ СО РАН (Кобанов Н.И., Чупин С.А), Nobeyama Radio Observatory, Япония (Шибасаки К.)) Аннотация: Сопоставлены короткопериодические колебания микроволнового излучения пятен на частоте 17 ГГц по наблюдениям на радиогелиографе Нобеяма, генерируемого на высоте переходного слоя и нижней короны, и колебания лучевых скоростей по наблюдениям в линии Hα на Саянской обсерватории ИСЗФ СО РАН. Кросс-вейвлет преобразование и вейвлет-когерентность уверенно выделяют общие цуги колебаний. В то же время нестабильный характер колебаний дал возможность выявить похожие детали трёхминутных колебаний, имеющие небольшой сдвиг по времени, в вейвлет-спектрах, полученных из оптических и радио наблюдений. Цуги колебаний микроволнового излучения запаздывают по отношению к цугам колебаний лучевых скоростей. Время задержки (45 сек) интерпретируется как время распространения вверх МГД-волн в магнитном поле пятна. Оценена высота области радиоизлучения - 2700 км. Работа докладывалась на следующих конференциях: 1. International Heliophysical Year: New insights into solar-terrestrial physics (IHY2007-NISTP), November 5 - 11, 2007, Zvenigorod, Moscow Region, Russia. 2. Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца "Солнечная и солнечно-земная физика - 2008", 7-12 июля 2008 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН. 3. IAU Symposium 257 on ''Universal Heliophysical Processes'', September 15-19, 2008, Ioannina, Greece. 4. Международный семинар по физике Солнца "Синоптические наблюдения солнечной активности и прогноз ее геоэффективных проявлений", 30 сентября - 3 октября 2008г. Кисловодск, ГАС ГАО РАН. 5. «Физика плазмы в солнечной системе», 17-20 февраля 2009, ИКИ РАН. 6. «Физика Солнца: наблюдения и теория», 6 – 12 сентября 2009 г., п.Научный, КрАО. 7. «Физика плазмы в солнечной системе», 14 - 18 февраля 2011 г., ИКИ РАН. 14 Публикации: 1. V.E.Abramov-Maximov, G.B.Gelfreikh, N.I.Kobanov, K.Shibasaki, A comparison of parameters of 3-minute and 5-minute oscillations in sunspots from synchronous microwave and optical observations, “Universal Heliophysical Processes", Proceedings IAU Symposium № 257, 2008, N.Gopalswamy, D.Webb and K.Shibata eds., pp. 95-99. 2. Abramov-Maximov, V. E., Gelfreikh, G. B., Kobanov, N. I., Shibasaki, K., Chupin, S. A. Multilevel Analysis of Oscillation Motions in Active Regions of the Sun, Solar Physics, Vol. 270, Issue 1, pp.175-189, 2011. 10. Обнаружение всплытия нового магнитного потока в активной области методами вычислительной топологии. Предложен индекс несвязности, который измеряет число ε − различимых пикселей в фрагменте магнитограммы с Активной Областью. Увеличение индекса со временем предваряет или сопровождает солнечные вспышки и рассматривается как эффект нового всплывающего потока. (ГАО РАН - Князева И.С., Макаренко Н.Г. совместно с ИЗМИРАН - Лившиц М.А.) Аннотация: Исходной информацией служит набор цифровых изображений MDI SOHO содержащий все эпизоды эволюции АО в течение ее прохождения по диску. Основная идея заключается в следующем. Для начального изображения, в сканирующем окне, подсчитаем число пикселей, неразличимых с точностью до некоторого выбранного порога ε . Иными словами, будем считать два пиксела i и j эквивалентными, если их числовые значения p (i ) и p ( j ) удовлетворяют соотношению: p(i ) − p ( j ) ≤ ε . Выберем порог ε таким, чтобы большая часть пикселей в первом изображении были практически эквивалентны. Формально, эта ситуация оценивается индексом несвязности, D ( ε ) равным числу различимых пикселей. Если в процессе эволюции, для временной последовательности изображений, число различимых пикселов D ( ε ) возрастает, этот факт можно интерпретировать как появление новых магнитных элементов потока, превышающих выбранный порог. Численные эксперименты показали, что увеличение D ( ε ) всегда предваряет либо сопровождает увеличение вспышечной продуктивности. На Рисунке, к качестве примера, приведены графики индекса несвязности для двух АО. Вертикальными столбиками показана вспышечная продуктивность. Рисунок. Поведение индекса несвязности вместе с вспышечной продуктивностью FI для двух АО. Публикация: И.С.Князева, Н.Г.Макаренко, М.А.Лившиц. Выявление всплытия нового магнитного поля из топологии SOHO/MDI магнитограмм. //Астроном.Ж. 88. №5. 503-512 (2011) --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------11. Предложен гиросинхротронный механизм одновременной генерации двух спектральных пиков (микроволнового и суб-терагерцового) радиоизлучения солнечных вспышек в рамках модели одиночной тонкой вспышечной петли. 15 Ключевым в модели является образование повышенной концентрации релятивистских электронов в нижней части петли, где соотношение плотности плазмы n0 к магнитному полю B достаточно велико, чтобы частота Разина fR=20 n0/B достигала значений fR ~ 200 ГГц. Установлено, что в этом случае суб-терагерцовая и микроволновая спектральные компоненты излучения генерируются в различных частях вспышечной петли - вблизи оснований и в ее вершине, соответственно. Низкочастотная часть суб-терагерцового спектрального пика синхротронного излучения формируется за счет эффекта Разина и ее источник является оптически тонким. Последнее позволяет получить суб-терагерцовый пик излучения как суммарное излучение от протяженной аркады вспышечных петель с общим размером до десятков угловых секунд. (ГАО РАН - В.Ф. Мельников совместно с Ж.Э.Р. Коста (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, S.J.Campos, Brazil), П.Ж.А. Симоес (Centro de Radio Astronomia e Astrofisica Mackenzie, Sao Paulo, Brazil)) Публикации: Melnikov~V.F., J.E.R. Costa, P. Simoes. A model of microwave and Sub-THz emission from a single flaring loop. // Solar Physics 2011 (submitted) Мельников В.Ф., Коста Ж.Э.Р., Симоес П.Ж.А. Суб-ТГц излучение солнечных вспышек: формирование спектра. - Труды Пулковской конференции «Солнечная и солнечно-земная физика 2011», 3–8 октября 2011 г., ГАО РАН, СПб, СС. 159-162. V.F. Melnikov, J.E.R. Costa and P.J.A. Simoes. Formation of the two component frequency spectrum in microwave and Sub-THz emission. // Book of abstracts of JENAM-2011, (Saint-Petersburg, Russia, 4-8 July, 2011), 2011 V.F. Melnikov, J.E.R. Costa and P.J.A. Simoes. A model of microwave and Sub-THz emission from a single flaring loop. // Programme and Abstract Book of the 13th European Solar Physics Meeting (Rhodes, Greece 12-16 September 2011). Edited by K. Tziotziou & C. Gontikakis. PP.146. Представленные результаты утверждены на заседании Ученого совета ГАО РАН 25 ноября 2011 г. Протокол заседания Ученого совета № 7 от 25.11.2011 г. Директор ГАО РАН, доктор физ.-мат. наук А.В. Степанов Ученый секретарь ГАО РАН, кандидат физ.-мат. наук Т.П. Борисевич СИСТЕМА УДЕРЖАНИЯ НА АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ Середжинов Р.Т., Дормидонтов Д.В. Горная астрономическая станция ГАО РАН, г. Кисловодск AN ACTIVE REGION HOLDING SYSTEM Seredzhinov R.T., Dormidontov D.V. The Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Central Astronomical Observatory of the Russian Academy of Sciences at Pulkovo 16 The paper describes an active region holding system. The system allows to find and to fix all active regions on Sun disk. The system can be used in spectrogeliographs for high- speed registration of active region dynamic in line centre and its wings. The system introduced into solar optical patrol telescope (SPOT) stated at Kislovodsk mountain astronomical station. Введение Регистрация изображений диска Солнца при помощи современных спектрогелиографов позволяет выделить более узкий спектральный диапазон, чем при использовании интерференционно-поляризационных фильтров. Однако спектрогелиографы не позволяют отслеживать быстропротекающие процессы в активных областях. Основное время при таком способе регистрации фотосферы и хромосферы затрачивается на сканирование всего диска и последующую сборку изображения. Лучшее временное разрешение, достижимое при оптимальном соотношении цена/качество, для полного диска составляет 2 мин. Если задаться целью сканирования только отдельных областей диска Солнца, то временное разрешение на одну область составит около 30 сек. В работе предложена система удержания на активной области, которая была внедрена в солнечный патрульный оптический телескоп кисловодской горной астрономической станции ГАО (ГАС ГАО). Cистема позволяет производить поиск активных областей, автоматический переход на найденную активную область с последующим удержанием на ней. Достигнутое временное разрешение 1 мин. Удержание на активной области становится возможным после определения её места положения на диске при помощи полного сканирования диска Солнца. В солнечном патрульном телескопе ГАС ГАО имеются следующие датчики [1-3]: • датчик положения главного зеркала; • фотосенсор для часового видения. Также имеется возможность присвоения порядкового номера каждому отснятому кадру от 1 до N. Алгоритм поиска активной области с последующим переходом на неё и постоянным удержанием определяется из рассмотрения рис. 1 с изображением временных диаграмм сигналов. 17 LVDT, V Sensor, V t, N N t, N t1 t2 tа t3 t, N Активная область в кадре N Рис. 1 Временные диаграммы для определения алгоритма поиска и перехода на активную область Моменты t1 и t3 определяют время начала и окончания сканирования диска Солнца. В момент времени t2 диск Солнца проходит по центру фотосенсора, при котором отклонение главного зеркала, регистрируемое датчиком положения типа LVDT равно нулю. Все моменты времени от t1 до t3 проквантованы отсчетами, взятыми в моменты регистрации кадров спектра. Пусть детектор активной области, в качестве которого выступает обычный пиковый детектор, зафиксировал в N-ом кадре в момент tа активную область. Номер кадра определяет номер элемента массива, содержащего значения напряжений с фотосенсора и с датчика LVDT. Система автоматической наводки и гидирования телескопа [2] содержит ПИД-регулятор, который в качестве входного сигнала принимает сигнал от фотосенсора и выдает управляющее воздействие на контроллер шагового двигателя часового привода с целью удержания центра диска Солнца на входной щели спектрографа. Опорное значение напряжения с фотосенсора, при котором центр диска располагается на щели, подбирается в процессе настройки телескопа. Таким образом, приведение активной области на щель с последующим удержанием на ней возможно при помощи изменения 18 значения опорного напряжения, определенного из значений напряжений с фотосенсора в момент времени tа. При детектировании активных областей возможна ситуация, когда детектор выделит на диске несколько максимумов на различной долготе. В этом случае необходимо вводить систему приоритетов для последующего перехода. В качестве основного можно предложить детектирование максимумов в ядре линии и в красном, и синем крыле. В этом случае высока вероятность обнаружения очага зарождения вспышки и появляется возможность фильтрации спокойных флоккулов. В качестве второго варианта можно предложить поиск минимумов в крыльях линии. Эти минимумы будут свидетельствовать о наличие пятен на поверхности фотосферы. Учитывая нестабильность системы часового ведения, активная область будет дрейфовать относительно щели. Поэтому регистрация изменений интенсивности в области должна сводиться к сканированию этой области. Границы сканирования области определяются по уровню спокойного Солнца. В заключение необходимо дать несколько рекомендаций по реализации данной системы: 1. Использовать датчики с линейной функцией преобразования. 2. В качестве фотосенсора использовать ССD-линейки. Работа поддержана НШ-3645.2010.2. Литература 1. Середжинов Р.Т. Система управления солнечного оперативного телескопа кисловодской горной астрономической станции / Р.Т. Середжинов, А.Г. Тлатов, А.Д. Шрамко, Д.В. Дормидонтов // СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2009: материалы Междунар. науч. конф.: С-П.: ГАО РАН, 2009 2. Середжинов Р.Т. Система автоматической наводки и гидирования патрульного телескопа. / Р.Т. Середжинов, Д.В. Дормидонтов // СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2010: материалы Междунар. науч. конф.: С-П.: ГАО РАН, 2010 3. Середжинов Р.Т. Солнечный патрульный оптический телескоп. / Р.Т. Середжинов, А.Х. Алиев, Д.В. Дормидонтов // III-молодежная конференция. Пулково, 2010: «Известия ГАО РАН. Специальный выпуск, 2011»: С-П.: ГАО РАН, 2011. МЕТОДИКА КАЛИБРОВКИ ХРОМОСФЕРНЫХ ИЗОБРАЖЕНИЙ СОЛНЕЧНОГО ПАТРУЛЬНОГО ТЕЛЕСКОПА Середжинов Р.Т. 19 Горная астрономическая станция ГАО РАН, г. Кисловодск A METHOD OF CALIBRATION OF SOLAR PATROL TELESCOPE CHROMOSPHERE IMAGES Seredzhinov R.T. The Kislovodsk Mountain Astronomical Station of the Central Astronomical Observatory of the Russian Academy of Sciences at Pulkovo The paper describes a method of stream-calibration of chromosphere images. The main goal of method is calculate and subtraction scattering light from Solar image without recourse of polynomials. The base of method is using of ratio reference values from spectral atlas for line centre and its wings. Введение Получение изображений диска Солнца при помощи наземных спектрогелиографов требует обязательной их коррекции для устранения рассеянного света атмосферы Земли и рассеянного света внутри инструмента. Профиль изображения диска, снятый без рассеянного света, называется стандартным профилем потемнения к краю. В настоящее время, когда составлены эталонные атласы солнечного спектра и имеются двухмерные CCD-матрицы для регистрации участков спектра, приведение регистрируемого профиля диска к стандартному профилю возможно без использования вычисленных полиномов. Для проведения подобной фотометрической калибровки достаточно знать отношения интенсивности опорного крыла линии к интенсивности регистрируемой линии для регистрируемого и эталонного спектра. Поскольку при помощи спектрогелиографа изначально получается набор изображений, то калибровку удобно проводить для каждого из них с последующим складыванием их в единое изображение диска. Задача получения истинных профилей сильных фраунгоферовых линий, а также участков спектра в солнечном континууме была в какой-то степени решена исследователями во второй половине XX века [1-4]. Знание истинных значений интенсивности в ядре и крыльях линии для центра солнечного диска дает возможность в первом приближении получить калиброванные изображения всего диска в выбранной линии. Имея в распоряжении истинные значения интенсивности, процедуру калибровки можно выразить следующей формулой, поскольку в солнечном спектре отношения интенсивностей величина постоянная: Iet_w Imes_w − Ifon Iet_c Imes_c − Ifon (1) где I et _ w - истинное значение интенсивности в крыле линии; I et _ c - истинное значение интенсивности в ядре линии; I mes _ w - измеренное значение 20 интенсивности в крыле линии; I mes _ c - измеренное значение интенсивности в ядре линии; I fon - значение фона. После преобразований относительно I fon имеем: Ifon := −Iet_w ⋅ Imes_c + Iet_c ⋅ Imes_w −Iet_w + Iet_c (2) По формуле (2) значения фона вычисляются для каждой точки двухмерного изображения спокойного диска Солнца и после чего эти значения вычитаются из исходного изображения. На рис. 1 показано распределение значений фона для ядра линии CaK. На рис. 2 показано исходное изображение, полученное при помощи патрульного телескопа ГАС ГАО. На рис. 3 показано изображение после вычитания из него значений фона. Рис. 1 Распределение рассеянного света по диску Солнца для ядра линии CaK. 21 Рис. 2. Исходное изображение в ядре линии CaK. Рис. 3 Изображение после вычитания из него значений фона. 2 1 3 Рис. 4. Сравнение результатов. Сравнение результатов с полученными ранее стандартными функциями потемнения для ядра линии показано на рис. 4. На рис. 4 показан разрез 22 диска Солнца. Линия 1 отображает изменение интенсивности по диску. Линия 2 показывает стандартную функцию потемнения к краю диска полученную для ядра линии CaK. Линия 3 показывает стандартную функцию потемнения к краю диска полученную для крыла линии на расстоянии несколько ангстрем от ядра. Хорошо видно, что на краю диска (значения Х равные 90 – 300) и далее к центру, полученный профиль совпадает со стандартный профилем потемнения. Заключение Предложенная в работе методика дает возможность проводить калибровку без дополнительного вычисления полиномов, представляющих функцию потемнения к краю диска. Недостатком предложенной методики, а так же и готовых полиномов, является привязка к значениям интенсивности в крыле и ядре линии взятым из атласа, которые не являются постоянными величинами и меняются со временем в зависимости от фазы активности Солнца. Работа поддержана НШ-3645.2010.2. Литература 4. O.R. White, A Photoelectric Observation of the Mean Solar H-alpha-line Profile, 1963. 5. O.R. White, Z.Suemoto, A Measurement of the Solar H and K Profiles, Solar Physics, 1968. 6. A. Wittmann, Emission Heights and Centre-to-Limb Variation of Some Chromospheric Lines, 1976. 7. A.K. Pierce, C.D. Slaughter, Solar Limb Darkening, 1977. Двухвековое снижение солнечной постоянной приводит к несбалансированному тепловому бюджету Земли и Малому ледниковому периоду (Абдусаматов Х.И.) Изменение во времени мощности длинноволнового излучения системы Земляатмосфера в космос всегда отстает от изменения мощности поглощенного солнечного излучения вследствие медленного изменения её теплосодержания. Долговременное изменение поглощаемой Землей энергии солнечного излучения в течение времени, определяемого термической инерцией, остаётся некомпенсированным излучаемой в космос энергией. Поэтому приходные и расходные части среднегодового энергетического бюджета земного шара с его воздушной и водной оболочкой практически всегда находятся в несбалансированном состоянии, что является основным состоянием климатической системы. Среднегодовое сальдо теплового бюджета системы Земля-атмосфера за длительный период времени надежно определит ход и 23 величину накопленной Землей избытка энергии или образовавшегося её дефицита в тепловом бюджете и c учетом прогноза вариации солнечной постоянной может достоверно определить и заблаговременно предсказать направление и глубину грядущего изменения климата с высокой надежностью. С начала 1990-х годов наблюдаются снижение солнечной постоянной и поглощаемой Землей ее энергии. Вследствие того, что Солнце входит в фазу спада двухвековой светимости, Земля как планета и в дальнейшем будет иметь отрицательное сальдо в энергетическом бюджете, что ориентировочно в 2014 г. приведёт к снижению температуры. В результате роста альбедо и падения концентрации парниковых газов в атмосфере дополнительно будут снижаться поглощаемая доля энергии солнечной постоянной и влияние парникового эффекта. Воздействия последовательной цепочки эффектов обратной связи могут привести к дополнительному снижению температуры, сопоставимому с прямым влиянием снижения солнечной постоянной. Наступление глубокого двухвекового минимума солнечной постоянной следует ожидать ориентировочно в 2042±11 году, а 19-го Малого ледникового периода за последние 7500 лет – в 2055±11 году. Abdussamatov H.I. Bicentennial decrease of the total solar irradiance leads to unbalanced thermal budget of the Earth and the Little Ice Age // Applied Physics Research. 2012. Vol. 4. N 1. Абдусаматов Х.И. Двухвековое снижение солнечной постоянной приводит к несбалансированному тепловому бюджету Земли и глубокому похолоданию климата // Кинематика и физика небесных тел. 2012. 28. № 2. Abdussamatov H.I. Bicentennial decrease of the total solar irradiance leads to unbalanced thermal budget of the Earth and the Little Ice Age // Сборник трудов XII Межд. научно-практ. конф. "Фундаментальные и прикладные исследования …". СПб. 2011. Абдусаматов Х.И. Двухвековое снижение солнечной постоянной приводит к несбалансированному тепловому бюджету Земли и Малому ледниковому периоду // Труды Всерос. конфер. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011». СПб. 2011. С. 295-298. Абдусаматов Х.И. Двухвековое снижение солнечной постоянной ведёт к глубокому похолоданию климата // Труды Всерос. конфер. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010». СПб. 2010 С. 3-6. Абдусаматов Х.И. Двухвековое снижение солнечной постоянной приводит к несбалансированному тепловому бюджету Земли и Малому ледниковому периоду // Тезисы докл. Всерос. конфер. «Солнечная и солнечно-земная физика – 2011». СПб. 2011. С. 3. СИБИЗМИР Модель солнечного динамо с нелокальным альфа-эффектом (ИСЗФ СО РАН). Трудности, с которыми сталкиваются современные модели солнечного динамо, во многом обусловлены неопределенностью в отношении важнейшего для динамо альфаэффекта, ответственного за преобразование глобального тороидального поля в 24 полоидальное. Присутствие альфа-эффекта на Солнце до последнего времени не имело наблюдательного подтверждения. Было предложено несколько механизмов возникновения альфа-эффекта, связанных с процессами в глубоких слоях Солнца не доступных наблюдениям. Кроме того, в теории динамо выяснилось, что альфа-эффект подвержен так называемому «катастрофическому подавлению» и практически исчезает при больших магнитных числах Рейнольдса. Перечисленные ниже результаты снимают данные трудности. Показано, что особая разновидность альфа-эффекта – так называемый механизм Бэбкока-Лейтона – присутствует на Солнце [1]. По данным Пулковского каталога солнечной деятельности (http://www.gao.spb.ru/database/csa/groups_r.html) рассчитан вклад механизма Бэбкока-Лейтона в генерацию полоидального поля Солнца для трех солнечных циклов. Сравнение с данными о крупномасштабном магнитном поле показывает, что полоидальное поле, имеющееся на Солнце в периоды минимумов магнитной активности, может быть создано механизмом Бэбкока-Лейтона в течение предшествующих циклов активности. Показано, что альфа-эффект, который дает механизм Бэбкока-Лейтона, не подвержен катастрофическому подавлению [2]. Отличительной особенностью данной разновидности альфа-эффекта является его «нелокальность» в пространстве: тороидальные магнитные поля концентрируются в глубине Солнца, а генерация полоидального поля из-за всплывания этих полей происходит на солнечной поверхности. Численные расчеты модели динамо с нелокальным альфа-эффектом показали отсутствие катастрофического подавления для такого альфа-эффекта. Развита модель динамо, отличительной особенностью которой является нелокальный альфа-эффект и учет турбулентного переноса поля ко дну конвективной зоны. Численные расчеты такой модели близко воспроизводят основные наблюдаемые характеристики циклов магнитной активности Солнца [3]. 1. Кичатинов Л.Л., Олемской С.В. Действует ли механизм Бэбкока-Лейтона на Солнце?// Письма в АЖ. 2011. Т. 37. С.713-715. 2. Kitchatinov L.L., Olemskoy S.V. Alleviation of catastrophic quenching in solar dynamo model with nonlocal alpha-effect// Astron. Nachr. 2011. V. 332. P. 496-501. 3. Kitchatinov L.L., Olemskoy S.V. Solar dynamo model with diamagnetic pumping and nonlocal alpha-effect// Solar Physics (в печати). Связь скорости солнечного ветра с радиоизлучением корональных дыр (ИСЗФ СО РАН, НИИЯФ МГУ). Выполнен сравнительный анализ яркостных характеристик корональных дыр в различных диапазонах электромагнитного излучения (ультрафиолетового на EIT КА SOHO, радиоизлучения на частотах 17, 5.7 ГГц, 327 и 150.9 МГц на гелиографах NoRH (Япония), ССРТ (Иркутск) и Nançay (Франция)) и параметров солнечного ветра с КА ACE. На изображениях Солнца корональная дыра выглядит как депрессия излучений 195Å, 327МГц, 5.7ГГц и как поярчание на частоте 17 ГГц. Обнаружена четкая корреляция депрессии/яркости корональных дыр со скоростью потоков быстрого солнечного ветра у орбиты Земли. Определены соотношения, которые могут стать основой новых алгоритмов прогноза параметров высокоскоростных потоков СВ по радиоданным. 1. Prosovetsky D., Myagkova I. The connection of solar wind parameters with radio and UV emission from coronal holes // Solar Physics, 273, 525-536, DOI: 10.1007/s11207-011-9870-y 2. Kochanov A., Prosovetsky D., Myagkova I. Sources of high-speed solar wind in the lower corona // Proc. of 32nd international cosmic ray conference. Beijing 2011, SH1.3, 0381 3. Просовецкий Д.В., Мягкова И.Н. Связь топологии квазиоткрытых структур солнечного магнитного поля и геомагнитных возмущений // Солнечно-земная физика. 2011. Вып. 17. С. 68-73. 25 Возникновение и распространение корональных ударных волн (эксперимент и теория). (ИСЗФ СО РАН, УАО ДВО РАН, ИЗМИРАН) Решение проблемы образования корональной волны явилось частью исследований, завершенных в 2011 году и представленных в цикле из трех статей, имеющих общий заголовок “Coronal Shock Waves, EUV waves, and Their Relation to CMEs”. Доказано, что появление корональной волны, наблюдаемой в микроволновом, оптическом, крайнем ультрафиолетовом (EUV) и мягком рентгеновском диапазонах не связано с импульсом давления от вспышки, как можно было думать. Не является ее источником, вопреки традиционному мнению, и магнитная оболочка коронального выброса массы (КВМ), его фронтальная структура. Образование волны происходит во время фазы импульсного ускорения (~ км/с2) магнитного жгута или системы жгутов, отождествляемых с эруптивным волокном/протуберанцем внутри или на краю солнечной активной области (АО). Эруптивное волокно, будущее ядро КВМ, работает как дозвуковой, импульсный магнитный поршень, расположенный внутри зарождающегося КВМ. Именно этот внутренний поршень, а не фронтальная структура КВМ, генерирует наблюдаемую корональную волну. Ее усиление и преобразование в ударную происходит (за ~1 мин) в зоне быстрого спада альвеновской скорости при выходе наружу возмущения, рожденного внутри магнитосферы АО. Излучаемая магнитосферой АО корональная волна имеет теперь характер свободно распространяющейся взрывной волны. Эта волна не является поршневой, непрерывно толкаемой поршнем, поскольку породившее ее эруптивное волокно осталось далеко позади. Распространяясь в стороны и вверх, корональная волна проходит сквозь фронтальную структуру КВМ, его видимую оболочку, сообщая ей дополнительное ускорение и уходя вперед. Идущая вдоль солнечной поверхности волна замедляется, выходя на магнитозвуковую скорость распространения. Однако в условиях солнечной короны замедляется и взрывная волна, идущая вверх. В то же время магнитная структура КВМ, в силу остаточного действия магнитных сил, запустивших КВМ, продолжает ускоряться вверх, в радиальном направлении. В результате КВМ, образно говоря, догонит идущую вверх взрывную волну и начнет ее подталкивать, сгребая плазму своей магнитной оболочкой. Взрывная корональная волна трансформируется в поршневую волну – bow shock, толкаемую сверхзвуковой оболочкой КВМ. В это время появляется и нарастает аэродинамическое торможение КВМ. Это происходит довольно далеко от Солнца. Для аналитического описания корональных взрывных ударных волн использовались схемы, в которых длительность волны нарастает с удалением от источника. Первая из таких схем соответствует приближению ВКБ, методу нелинейной геометрической акустики, когда ударная волна имеет малую или умеренную интенсивность. ВКБ приближение удовлетворительно описывает наблюдаемую форму волнового фронта и его скорость как в радиальном от Солнца направлении, так и вдоль солнечной поверхности. Сопутствующие друг другу замедление волны и увеличение ее длительности, обнаруженные экспериментально, указывают на принципиальную роль нелинейности в поведении EUV волн и волн Мортона, особенно на начальном участке их движения. Вторая схема возможной аппроксимации взрывной волны соответствует приближению сильной автомодельной ударной волны. Оказалось, что формальное использование этого приближения позволяет подобрать весьма удовлетворительную аппроксимацию скорости и положений наблюдаемых волн и их таких проявлений, как движущийся радиоисточник II типа. 1. Grechnev V.V., Uralov A.M., Chertok I.M., Kuzmenko I.V., Afanasyev A.N., Meshalkina N.S., Kalashnikov S.S., Kubo Y. Coronal Shock Waves, EUV waves, and Their Relation to CMEs. I. Reconciliation of "EIT waves", Type II Radio Bursts, and Leading Edges of CMEs// Solar Physics. 2011, 273, 433‐460. 26 2. Afanasyev, A. N., Uralov, A. M. Coronal Shock Waves, EUV Waves, and Their Relation to CMEs. II. Modeling MHD Shock Wave Propagation Along the Solar Surface, Using Nonlinear Geometrical Acoustics// Solar Physics. 2011, 273, 479‐491. 3. Grechnev V.V., Afanasyev A.N., Uralov A.M., Chertok I.M., Eselevich M.V., Eselevich V.G., Rudenko G.V., Kubo Y. Coronal Shock Waves, EUV Waves, and Their Relation to CMEs. III. Shock-Associated CME/EUV Wave in an Event with a Two-Component EUV Transient// Solar Physics, 273, 461‐477. Экспериментально, подтвержден факт анизотропии рентгеновского излучения с помощью аппаратуры ИКИ РАН HEND, установленной на КА Mars Odyssey и КА RHESSI. (ИЗМИРАН, ИКИ, ИСЗФ СО РАН) Во время наблюдений вспышки 14 июля 2005 года на КА RHESSI был зарегистрирован всплеск в области энергий более 25 кэВ, однако на КА Mars Odyssey он отсутствовал, хотя чувствительность его детекторов и их расположение позволяли обнаружить этот всплеск. Анализ рентгеновских изображений в диапазоне энергий 25-100 кэВ показал, что наблюдаемое излучение связано с реальным источником небольших размеров, а не является результатом воздействия частиц высоких энергий на аппаратуру. Для КА RHESSI источник находился на точно лимбе, а для наблюдений на КА Mars Odyssey источник находился приблизительно в 39 градусах от лимба. Наиболее вероятным объяснением наблюдавшегося эффекта является анизотропия вспышечного излучения. Оценки параметров плазмы для разных фаз вспышки показали, что в момент, когда была зафиксирована анизотропия рентгеновского излучения, мера эмиссии увеличилась в несколько раз по сравнению с предыдущими моментами времени. Возможно, изменения меры эмиссии и наблюдавшаяся анизотропия излучения взаимосвязаны. По сделанным оценкам рентгеновский поток, зарегистрированный на КА Mars Odyssey, был приблизительно в два раза слабее значений полученных на КА RHESSI. Таким образом, наблюдения с разнесенных по долготе аппаратов позволили отчетливо зафиксировать наличие анизотропии вспышечного излучения. Лившиц М. А., Головин Д. В., Кашапова Л. К., Митрофанов И. Г., Козырев А. С., Литвак М. Л., Санин А. Б., Третьяков В. И., Бойнтон В., К. Шинохара К., Хамара Д. Кульминация вспышечной активности группы 10786 в июле 2005 г.: рентгеновские наблюдения с околомарсианской и околоземной орбит, АЖ,88, 598, 2011 На основе одновременных измерений потоков излучения постэруптивных аркад на Солнце в спектральных полосах 171, 195, 284 и 304 Å по данным спутника STEREO и оригинального вероятностного подхода определена дифференциальная мера эмиссии в области температур от 0.3 до 15 МК. (ИЗМИРАН, ФИАН, ГАО, САО) Последующий расчет теплового магнитотормозного излучения в многотемпературной модели с убывающим с высотой магнитным полем воспроизвел спектр, аналогичный наблюдавшемуся на РАТАН-600. Тем самым показано, что во многих нестационарных событиях не слишком большой мощности тепловая многотемпературная модель вполне применима для объяснения излучения постэруптивных арочных систем, и нет необходимости привлекать излучение ускоренных частиц. Лившиц М. А., Урнов А. М., Горяев Ф. Ф., Кашапова Л. К., Григорьева И. Ю., Кальтман Т. И. Физика солнечных постэруптивных аркад: интерпретация наблюдений на радиотелескопе Ратан-600 и космическом аппарате Stereo// Астрон. Журнал. 2011. Т. 88. С. 997–1007. Проведено исследование зебра-структур в микроволновом излучении в шести событиях, динамические спектры которых регистрировались спектрополяриметрами Национальной астрономической обсерватории Китая, и 27 полоса излучения которых была близка к частотам наблюдения на Сибирском солнечном радиотелескопе.(ИСЗФ СО РАН) Локализация источников излучения во вспышечной области позволила оценить параметры плазмы в области генерации по данным о рентгеновском излучении. Наблюдаемые полосы соответствуют в микроволновом диапазоне небольшим номерам гармоник – около пятой, а количество полос не превышало четырех. Разности частот соседних полос менялись в широком диапазоне от 0.1 до 0.7 ГГц. Обсуждается интерпретация наблюдений зебра-структур в рамках существующих механизмов. Обоснован вывод, что в микроволновом диапазоне предпочтительным механизмом генерации зебра-структур является конверсия плазменных колебаний в электромагнитное излучение на поверхностях двойного плазменного резонанса, распределенных поперек магнитного поля вспышечной петли. Altyntsev A.T., Lesovoi S.V., Meshalkina N.S., Sych R.A., Yan Y. Radioheliograph Observations of Microwave Bursts with Zebra Structures// Solar Physics. 2011, 273, 163-177 . Проведены исследования микроволновых зебра структур (ZP) связанных со вспышкой X2.2 15 Февраля 2011 года. (ИСЗФ СО РАН) Совместные наблюдения проведены в пространственно разнесенных обсерваториях Хуайроу (SBRS/Huairou) на частотах 6.4-7.0 ГГц (ZP1) и 2.60~2.75 ГГц (ZP2), а также широкополосном радиоспектрометре 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. Модель двойного плазменного резонанса является предпочтительной для объяснения наблюдаемых параметров. Вычислены значения магнитного поля в источниках зебра структур: ZP1 (230-345 Гс), ZP2 (126-147 Гс) и ZP3 (23-26 Гс). Baolin Tan, Yihua Yan, Chengming Tan, Robert Sych, Guannan Gao. Microwave Zebra Pattern Structures in the X2.2 Solar Flare on Feb 15, 2011// Astrophys. J. 2011 (in press). Наблюдения осцилляций радио и EUV излучения над солнечными пятнами на радиогелиографе Nobeyama (NoRH), Solar Dynamic Observatory (SDO) и TRACE. (ИСЗФ СО РАН, ГАО РАН) Исследованы корреляционные кривые NoRH и временные ряды изображений в крайнем ультрафиолетовом излучении. Обнаружены повторяющиеся цуги трехминутных колебаний длительностью ~ 8-20 мин и интервалом между ними ~ 30-50 мин. Наблюдаемые цуги нестационарны по частоте, времени и мощности. Обнаружены дрейфы частоты колебаний на протяжении развития цугов в диапазоне 4-9 mHz. Вейвлет анализ показал наличие трех типов событий: с положительным, отрицательным дрейфом и без него. Временная динамика изменения мощности колебаний совпадает с динамикой частотных изменений. Проведено статистическое исследование дрейфов. Отрицательные дрейфы преобладают в микроволновом излучении. Частотные дрейфы обнаружены также в EUV излучении на длинах волн 1700, 304 и 171Å, что указывает на их протяженность по высоте. Скорость дрейфа увеличивается с 4-5 мГц/час на уровне фотосферы до 11-13 мГц/час на уровне короны. Обнаружено образование тонкоструктурных деталей в источниках колебаний во время прохождения цугов, связанных с образованием следов от распространяющихся волн. Наблюдаемая пространственная динамика проявляется как в радио, так и в EUV диапазонах. Возможным объяснением наблюдаемых свойств является сосуществование двух факторов: дисперсионной эволюции поднимающихся вверх волн и пространственной неоднородности физических параметров магнитных трубок, вдоль которых происходит распространение волн. 28 Sych R., Zaqarashvili T. V., Nakariakov V. M., S.A. Anfinogentov S.A., K.Shibasaki K., Yan Y. Frequency drifts of 3-min oscillations in microwave and EUV emission above sunspots// Astron. Astrophys. 2011 (in press). Исследованы трехминутные осцилляции излучения над пятнами как в коротковолновой (UV/EUV) так и длинноволновой (радио) части спектра. (НИРФИ, ИСЗФ СО РАН, ГАО РАН) Вариации интенсивности с частотой 5-9 мГц найдены во всех исследуемых каналах SDO/AIA и микроволновом излучении радиогелиографа Нобеяма на 17 ГГц с идентичными спектральными характеристиками. Максимальная модуляция (20%) наблюдается в переходной зоне (304Å) и уменьшается как на фотосферном уровне, так и в короне. Временная задержка между колебаниями на различных длинах волн над тенью пятна соответствует ожидаемым уровням формирования излучения. Это указывает на то, что наблюдаемые осцилляции как в радио, так и в EUV связаны с распространяющимися из подфотосферных уровней в корону МГД волнами. Измерение задержек позволило вычислить скорости распространения волн на разных высотах. Найдено, что источники с частотой осцилляций 5-9 мГц располагаются вблизи центра тени пятна. Более низкочастотные источники расположены на периферийной части тени пятна в виде симметричных кольцеобразных областей, увеличивающихся в размере по мере уменьшения частоты. Принимая во внимания механизм частотной отсечки, можно интерпретировать эти пространственные детали как проявление наклона линий магнитного поля и, соответственно, уменьшения частоты отсечки. Эта интерпретация позволила провести диагностику солнечной атмосферы на уровне температурного минимума. Подобные спектральные особенности были найдены для всех температурных линий SDO/AIA. Это указывает на то, что сильные магнитные поля в пятне играют роль волноводов для акустических волн, генерируемых на уровне фотосферы. V. E. Reznikova, K. Shibasaki, R. A. Sych, V. M. Nakariakov. Three-minute oscillations above sunspot umbra observed with SDO/AIA and NoRH// Astrophys. J. 2011. (in press). Выполнено обобщенное описание кинетики высыпания электронов пучка из петли в атмосферу с градиентами плотности и растущим по величине магнитным полем на основе уравнений Фоккера-Планка с учетом кулоновских столкновений и влияния электрического поля, наведенного этим пучком.(ИСЗФ СО РАН) В различных предположениях о функции распределения электронов пучка, моделируются фотонные спектры и степень поляризации в жестком рентгеновском излучении (10-300 кэВ) и микроволновом излучении (1-80 GHz). Результаты моделирования сравниваются с наблюдениями вспышек 10 марта 2001 г. и 23 июля 2002 г., видимых под различными позиционными углами. Показано, что наилучшее совпадение теоретических фотонных спектров с одновременными наблюдениями жесткого рентгена и микроволнового излучения этих вспышек получено для моделей, которые, кроме столкновений, учитывают электрическое поле, индуцированное потоками электронов, распространяющихся во вспышечных петлях с магнитными полями с очень слабой или умеренной сходимостью. Показано, что индуцированное электрическое поле увеличивает число электронов, возвращающихся вверх в корону, и это электроны с низкими и средними энергиями. Таким образом, электроны создают электрическую цепь, циркулируя из короны в хромосферу и обратно. Время релаксации пучка до устойчивого состояния порядка 0.070.2 с. В этом случае количество релятивистских электронов, необходимое для интерпретации наблюдаемой интенсивности микроволнового и жесткого рентгеновского излучения, уменьшается в 10-100 раз для петель размером 109-106 см, соответственно. Электрическое поле, индуцированное электронами пучка, высыпающимися в нижние слои атмосферы, приводит к более быстрым потерям энергии с глубиной, формированию потока отраженных электронов, существующего в течение всего времени инжекции 29 электронов. В отсутствие магнитной сходимости и при условии достаточного жесткого начального спектра пучка, нагрев вспышечной плазмы начинается в фотосфере за счет самых быстрых электронов (>300 кэВ) и затем смещается вверх в хромосферу и корону, за счет менее энергетических электронов (<300 кэВ). 1. Жаркова В.В., Мешалкина Н.С., Кашапова Л.К., Алтынцев А.Т., Кузнецов А.А. Влияние самоиндуцированного электрического поля на кинематику электронного пучка и вызванные им во вспышках жесткое рентгеновское и микроволновое излучения// Солнечно-земная физика. 2011. Вып. 17. С. 16-26. 2. Zharkova V.V., Meshalkina N.S., Kashapova L.K., Kuznetsov A.A., Altyntsev A.T. Diagnostics of electron beam properties from the simultaneous hard X-ray and microwave emission in the 10 March 2001 flare// Astronomy & Astrophysics. 2011. V. 532. P. A17. Предложен новый метод расчета относительной магнитной спиральности.(ИСЗФ СО РАН) Магнитная спиральность является значимой характеристикой непотенциальности магнитного поля активных областей, сохраняющейся даже в случае диссипации энергии при пересоединении. Эта величина в комбинации с оценками энергии и ее временных вариаций может быть использована для интерпретации и прогнозирования различных проявлений солнечной активности, а также для развития теории солнечного динамо. Магнитная спиральность в принципе определима в двух случаях: если известно распределение магнитного поля во всем бесконечном пространстве; и если поле задано в замкнутой области, ограниченной магнитной поверхностью (поток поля через такую поверхность равен нулю). Для произвольной области пространства могут быть рассчитаны так называемые self- и mutual-спиральность (Berger M.A. 1999, Priest E.R. 1999). Результат суммирования этих двух величин называется относительной спиральностью, являющейся разницей между магнитными спиральностями заданного поля и рассчитанного потенциального, нормальные компоненты которого на границе области совпадают с нормальными компонентами заданного поля. Существует две формы записи относительной спиральности, описанные в работах Finn J.M. and Antonsen T.M. 1985 и Berger M.A. and Field G.B. 1984. Разработана схема расчета величин, необходимых для получения относительной спиральности в любой из указанных форм. Тестирование предложенной схемы проводилось на модели осесимметричного бессилового поля, переформулированной в терминах вектор-потенциала. Результаты тестирования продемонстрировали высокую степень совпадения значений относительной спиральности, вычисленной в форме Finn&Antonsen и Berger&Field. Rudenko G.V. and Myshyakov I.I. Gauge-invariant helicity for force-free magnetic fields in a rectangular box// Solar Physics. 2011. V. 270. P. 165. САО РАН Сопоставление излучения в короне над пятном в радио и рентгене. При наблюдениях солнечного затмения 04.01.2011 г. впервые достигнуто предельно возможное угловое разрешение (1 угл") в затменных наблюдениях в микроволновом диапазоне частот, определяемое дифракцией на лунном лимбе. Результат достигнут с использованием крупных радиотелескопов – двух радиотелескопов РТ-32 (обсерватория. Светлое и обсерватория Зеленчукская) и 30 радиотелескопа РАТАН-600. Новые наблюдательные данные с высокой точностью дали оценку координат отдельных деталей структуры источников излучения, что привело к точному измерению эффективной высоты над фотосферой, на которой в короне расположен источник микроволнового излучения над пятнами. С высокой координатной точностью измерено положение центра пятна в радиодиапазоне, которое сопоставлено с изображениями в корональных линиях ультрафиолетового и рентгеновского диапазонов. При этом обнаружено, что измеренная высокая яркостная температура радиоисточника над пятном равная 6 млн. градусов не дает свечения в корональных линиях. Это указывает на различную природу нагрева плазмы в радио и диапазонах EUV и X-ray. (a) К центру диска (b) (c) (d) (e) Рис.1 а) Расположение радиоисточника над пятном ( в белом свете) в крупном масштабе, Цветными ромбиками показаны положения лимбов Луны. В меньших одинаковых масштабах приведены: b) Изображение пятна в белом свете, c) Изображение пятна в линии H α , d) Изображение активной области в линии 171 A° , e) Магнитограмма MDI SOHO. Авторы: Коржавин А.Н., Петерова Н.Г. О улучшении кинематики отражательных элементов РАТАН-600 В режиме наблюдений проведены испытания новых кинематических механизмов на отражательных элементах Северного и Южного сектора РАТАН-600 Показано, что применение современных кинематических узлов (ШВП, ШРУСы, гибридные редукторы), шаговых серво-приводов, энкодеров позволяет повысить точность установки 31 щита по радиусу, углу, азимуту в 6, 4, 2 раза соответственно, уменьшить люфты в 2-4 раза, сократить время установки щитов - в 810 раз, достичь повторяемости установки щита 20 микрон. Благодаря применению режима плавного безударного регулирования скорости, современных цифровых каналов связи и повышению КПД кинематической системы надежность работы кинематических механизмов и ресурс возрастают, а энергозатраты уменьшаются на порядок. Проведение модернизации Южного сектора и Перископа РАТАН-600 на новую кинематику позволит реализовать режим сопровождения радиоисточников в течении 4 часов., что важно для столь переменного объекта как Солнце. В.М.Богод от группы авторов. Доклад на Всероссийской радиоастрономической конференции «Радиотелескопы, аппаратура и методы радиоастрономии» (ВРК2011), 17-21 октября, СПб, ИПА РАН. О создании автоматизированной информационной системы “Прогноз Разработана и внедрена в штатную работу автоматизированная информационная система “Прогноз” для выполнения полностью автоматических процедур сбора данных, их переноса, хранения, обработки, и визуализации многоволновых спектрально-поляризационных наблюдений Солнца в диапазоне 0.75 ГГц-18.2 ГГц на РАТАН-600. В функции АИС входят: 1) удаленное слежение за выполнением программы наблюдений, оперативное изменение режима наблюдения, контроль качества наблюдений, удаленный интерактивный экспресс-анализ, сопоставление с данными со спутников и моделирования и др. 2) Автоматическое интерактивное распознавание спектральных особенностей в больших массивах данных, моделирование и развитие интеллектуальных функций ИС для реализации автоматического прогнозирования мощных вспышечных событий. Литература Богод В.М., Алесин А.М., Перваков А.А.: Солнечный приемный комплекс высокого разрешения в широком диапазоне волн на РАТАН-600. 2011, Астрофизический бюллетень,2011, т.66. №2, 223. С.В.Балдин, В.И.Гараимов: СПКВР - система сбора данных и управления комплексом. Астрофизический бюллетень 2011, т.66 №3,400. Тохчукова С.Х. Информационная система наблюдений Солнца на РАТАН600. Астрофизический бюллетень: 2011. т66 №3, 409 32 Распределение яркостной температуры в короне Солнца на волне 13 см по данным наблюдения максимальной фазы солнечного затмения 29.03.2006 на радиотелескопе РАТАН-600 Создана методика и проведено моделирование радиоизлучения Солнца во время максимальной фазы солнечного затмения 29 марта 2006 г. на радиотелескопе РАТАН-600. Целью моделирования является уточнение яркостной температуры солнечной короны на расстояниях до двух его радиусов от центра оптического диска Солнца. Получено распределение яркостной температуры в районе корональной дыры над Северным полюсом Солнца на волне 13 см. Результаты моделирования показали, что яркостные температуры корональной дыры на расстоянии большем 1.02 RC (RC – радиус оптического диска Солнца) значительно ниже ожидаемой средней яркостной температуры типичной корональной дыры и спокойного Солнца (<30000 K) на волне 13 см. Использование классической формулы Баумбаха-Аллена для определения электронной концентрации в сферически симметричной короне, даёт согласие модели с результатами наблюдений, начиная с расстояний (1.4-1.5) RC. Литература Голубчина О.А., Коржавин А.Н., Тохчукова С. Х. Распределение яркостной температуры в корональной дыре Северного полюса Солнца по данным наблюдения максимальной фазы солнечного затмения 29.03.2006 на радиотелескопе РАТАН-600 на волне 13 см . Астрофизический бюллетень 2011, т66. №4,524-532. Публикации 2011г. по лаборатории солнечных исследований САО РАН. 1. Gelu M. Nita1, Gregory D. Fleishman1,2, Ju Jing3, Sergey V. Lesovoi4, Vladimir M. Bogod5, Leonid V. Yasnov6, Haimin Wang3 and Dale E. Gary1 THREEDIMENSIONAL STRUCTURE OF MICROWAVE SOURCES FROM SOLAR ROTATION STEREOSCOPY VERSUS MAGNETIC EXTRAPOLATIONS 2011, Aph J, 737, 82. 2. Yasnov, L.V. , Kal'tman, T.I., and Bogod, V.M. Peculiarities of polarized Radio Emission of Solar Active Regions 2011, Astronomy Reports, Vol. 55, No1, 82. 3. Богод В.М.: Радиотелескоп РАТАН-600 в 24 цикле солнечной активности. Новые возможности и задачи. Астрофизический бюллетень, 2011, т.66, №2, 207. 4. Богод В.М., Алесин А.М., Перваков А.А.: Солнечный приемный комплекс высокого разрешения в широком диапазоне волн на РАТАН-600. 2011, Астрофизический бюллетень,2011, т.66. №2, 223. 5. С.В.Балдин, В.И.Гараимов: СПКВР - система сбора данных и управления комплексом. Астрофизический бюллетень 2011, т.66 №3,400. 6. Тохчукова С.Х. Информационная система наблюдений Солнца на РАТАН600. Астрофизический бюллетень: 2011. т66 №3, 409 7. А.Т. Алтынцев, В.М. Богод, В.Г. Еселевич: ЭРУПТИВНЫЕ ПРОЦЕССЫ В КОРОНЕ СОЛНЦА в монографии ЭКСТРЕМАЛЬНЫЕ ПРИРОДНЫЕ ЯВЛЕНИЯ И КАТАСТРОФЫ, том 1, 2010г. стр.397-407 (вышла в начале 2011). 8. Богод В.М., Тохчукова С.Х. Многооктавный спектрально-поляризационный комплекс для исследований микроволнового излучения солнечной 33 атмосферы на РАТАН-600 Солнечно-земная физика 2011 Вып. 16. Стр..45– 48. 9. V.M.Bogod, A.G.Stupishin and L.V.Yasnov: ON MAGNETIC FIELDS OF ACTIVE REGIONS AT CORONAL HEIGHTS (2011) Solar Physics SOLA 9850. 10. L. V. Yasnov, T. I. Kaltman, V. M. Bogod, Unusual Spectra of Polarized Radio Emission of Active Regions on the Sun, in Planetary Radio Emissions VII, edited by H.O. Rucker, W.S. Kurth, P. Louarn, and G. Fischer, Austrian Academy of Sciences Press, Vienna, 427-433, 2011. 11. L. V. Yasnov, V. M. Bogod, A. G. Stupishin, Coronal Magnetic Field Structure in Solar Active Regions, in Planetary Radio Emissions VII, edited by H.O. Rucker, W.S. Kurth, P. Louarn, and G. Fischer, Austrian Academy of Sciences Press, Vienna, 455-463, 2011. 12. Е.К.Майорова, Л.В.Опейкина: Расчет поляризационных характеристик РАТАН-600 в режиме "Южный сектор с плоским отражателем" с учетом дифракционных эффектов Астрофизический бюллетень ,2011, т66. №2, 234. 13. М.А.Лившиц, А.М.Урнов, Ф.Ф.Горяев, Л.К.Кашапова, И.Ю.Григорьева, Т.И.Кальтман Физика постэруптивных аркад: Интерпретация наблюдений на радиотелескопе РАТАН-600 и космическом аппарате STEREO, АЖ, 2011, том. 88, №10, 997-1007. 14. N. G. Peterova, N. A. Topchilo and T. P. Borisevich Solar 3.04 cm Hydrogen Line Emission Revealed in Observations of the Active Region NOAA 10105 // Astronomy Reports, 2011. Vol. 55, № 9. P. 841-848 15. D. Bezrukov, B. Ryabov, N. Peterova, N. Topchilo SHARP CHANGES IN THE ORDINARY MODE MICROWAVE EMISSION FROM A STABLE SUNSPOT: MODEL ANALYSIS // Latvian Journal of Physics and Technical Sciences, 2011. Vol. 48, № 2. P. 55-69. 16. Н. Г. Петерова, Н. А. Топчило, Т. П. Борисевич Об излучении Солнца в линии водорода 3.04 см по наблюдениям активной области NOAA 10105 // АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2011. Vol. 88, № 9. P. 912-919. 17. Голубчина О.А., Коржавин А.Н., Тохчукова С. Х. Распределение яркостной температуры в корональной дыре Северного полюса Солнца по данным наблюдения максимальной фазы солнечного затмения 29.03.2006 на радиотелескопе РАТАН-600 на волне 13 см . Астрофизический бюллетень 2011, т66. №4,524-532. 18. . Петерова Н.Г., Коржавин А.Н.К ИСТОРИИ ИССЛЕДОВАНИЙ АНТЕНН ПЕРЕМЕННОГО ПРОФИЛЯ (АПП) (БПР и РАТАН-600) Астрономический календарь 2011, С-Петербург, 2010, с.168-173. В печати. 19. 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 (Сдано в печать). 20. 2. А. М. Финкельштейн, И. А. Рахимов, А. А. Дьяков, А. Н. Коржавин, Н. А. Топчило, М. Л. Свешников, Н. Г. Петерова. Наблюдения солнечного затмения 04.01.2011 г. на двух радиотелескопах РТ–32 (Светлое и Зеленчукская): первые результаты. Труды ИПА РАН, в печати. 21. 3. Коржавин А.Н., Петерова Н.Г., Топчило Н.А.О кольцеобразной структуре источника циклотронного излучения над солнечным пятном по 34 наблюдениям с разрешением в 1 угл. сек. Солнечная и солнечно-земная физика 2011, Труды, в печати. 22. Л. В. Опейкина, Е. К. Майорова, А. Н. Коржавин. Паразитные поляризационные эффекты при наблюдении Солнца на РАТАН-600. Астрофизический бюллетень, в печати. 23. 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, в печати. 24. Богод В.М., Кальтман Т.И., Ступишин А.Г., Яснов Л.В. О высотной структуре корональных магнитных полей, АЖ ( в печати). ИПФ РАН Результаты ИПФ РАН Физика солнечной активности. 2011г. В Совет по астрономии Исследован нагрев плазмы в магнитных петлях солнечной короны, обусловленный диссипацией собственных звуковых колебаний петли как МГД-резонатора, возбуждаемых при параметрическом резонансе этих колебаний с 5-минутными осцилляциями скорости фотосферной конвекции. Определена энергия звуковых колебаний, скорость их диссипации и соответствующая функция нагрева плазмы.. Вычислена температура в петле с учетом потерь на оптическое излучение и теплопроводность, а также зависимость температуры от скорости фотосферных осцилляций, длины петли и величины электрического тока в петле. Показано, что рассмотренный механизм может объяснить происхождение горячих рентгеновских петель с температурами 3-6 миллионов градусов, наблюдавшихся в солнечной короне спутником Yohkoh. Авторы: В.В. Зайцев (ИПФ РАН), К.Г. Кислякова (ННГУ, ИПФ РАН) В Совет по астрономии 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 нейтрального токового слоя с поперечным магнитным полем, локализованного в коротирующей области магнитосферы пульсара вдали от поверхности нейтронной звезды. Авторы: В.В.Железняков, Е.Я. Злотник, В.В. Зайцев. В Совет по астрономии Предложена модель высокочастотных (20–2400 Гц) квазипериодических пульсаций магнитаров на основе представления корональных магнитных петель в виде эквивалентных электрических RLC-контуров. Дано объяснение наблюдаемых периодов 35 квазипериодических пульсаций и их высокой добротности Q ≈ 104–105. Из модели следует возможность возбуждения квазипериодических пульсаций не только в “хвосте” вспышки, но и перед основным импульсом. Оценены параметры источника пульсаций на стадии “звенящего хвоста” вспышки SGR 1806–20 27 декабря 2004 г.: величина электрического тока I ≈ 3 . 10^19 A, минимальное значение магнитного поля Bmin ≈ 10^13 Гс и концентрация электронов n ≈ 2 . 10^16 см−3. Авторы: А.В. Степанов (ГАО РАН), В.В. Зайцев (ИПФ РАН), Э.Валтоайя (Ун-т г. Турку, Финляндия) В Совет по астрономии При анализе низкочастотной модуляции микроволнового излучения корональных магнитных петель обнаружена модуляция, частота которой возрастает в два-три раза непосредственно перед началом вспышки и затем уменьшается до исходного значения в процессе вспышки. Показано, что такая модуляция может свидетельствовать о резком возрастании тока в петле непосредственно перед вспышечным процессом, что приводит к разогреву плазмы и возрастанию энерговыделения. В качестве возможной причины резкого возрастания тока может выступать желобковая неустойчивость Авторы: В.В. Зайцев (ИПФ РАН), К.Г. Кислякова (ННГУ, ИПФ РАН), А.Т. Алтынцев (ИСЗФ СО РАН), Н.С. Мешалкина (ИСЗФ СО РАН). В Совет по астрономии На примере более 40 событий, наблюдавшихся в 2001 г. в Обсерватории Метсахови, исследованы модуляции микроволнового излучения Солнца на частоте 11.7 ГГц. Практически во всех наблюдавшихся событиях обнаружены низкочастотные модуляции с периодами 3–90 мин. Как правило, наблюдается одновременная модуляция излучения несколькими частотами. Возможной причиной возникновения модуляций с периодами 5– 10 мин может являться параметрический резонанс, возникающий в корональных магнитных петлях в результате взаимодействия с 5-мин фотосферными осцилляциями, в то время как долгопериодические модуляции могут быть проявлениями колебаний солнечных пятен. Подходящими периодами обладают крутильные (ϑ-мода) и радиальные (r-мода) осцилляции. Рассмотрена частота появления колебаний определенных периодов , а также проведена оценка нижней границы яркостной температуры осцилляций. Авторы: К. Г. Кислякова (ННГУ, ИПФ РАН), В. В. Зайцев (ИПФ РАН), С. Урпо (Обсерватория Метсахови,Финляндия), А. Риехокайнен (Обсерватория Метсахови,Финляндия). В Совет по астрономии Исследована возможность плазменного механизма вспышечного суб-терагерцового излучения в плотной хромосфере. Из проведённого анализа следует, что «просветление» хромосферы в суб-терагерцовом диапазоне относительно плазменного механизма радиоизлучения на удвоенной ленгмюровской частоте требует большой концентрации ионизованной компоненты плазмы в области хромосферы n ≈ 5×1014 см-3 и достаточно плотных пучков электронов n1 ≥ 109 с энергиями 100-500 кэВ. Это возможно при нагреве 36 хромосферы в процессе вспышки до температуры Т = (3×106 – 107) К и эффективном ускорительном механизме. Оба процесса могут обеспечиваться баллонной неустойчивость, приводящей к проникновению языков частично ионизованной плазмы в токонесущую вспышечную арку в её хромосферной части. Авторы: В.В. Зайцев (ИПФ РАН), А.В. Степанов (ГАО РАН), В.Ф.Мельников (ГАО РАН), Ю.Е.Чариков (ФТИ РАН им. А.Ф. Иоффе). В Совет по астрономии Показано, что в корональных магнитных петлях на Солнце и звездах поздних спектральных классов возможна генерация индукционных электрических полей в результате развития баллонной неустойчивости в основаниях корональных магнитных петель, либо под действием осцилляций скорости фотосферной конвекции. Индукционные электрические поля могут являться причиной ускорения частиц в звездных коронах до и появления высокой (до 10^9 К) яркостной температуры медленно меняющейся компоненты их радиоизлучения. Авторы: В. В. Зайцев (ИПФ РАН), К. Г. Кислякова (ННГУ, ИПФ РАН). НИРФИ Предложен гиросинхротронный механизм одновременной генерации двух спектральных пиков (микроволнового и суб-терагерцового) радиоизлучения солнечных вспышек в рамках модели одиночной тонкой вспышечной петли. Ключевым в модели является образование повышенной концентрации релятивистских электронов в нижней части петли, где соотношение плотности плазмы n0 к магнитному полю B достаточно велико, чтобы частота Разина fR=20 n0/B достигала значений fR ~ 200 ГГц. Установлено, что в этом случае суб-терагерцовая и микроволновая спектральные компоненты излучения генерируются в различных частях вспышечной петли - вблизи оснований и в ее вершине, соответственно. Низкочастотная часть суб-терагерцового спектрального пика синхротронного излучения формируется за счет эффекта Разина и ее источник является оптически тонким. Последнее позволяет получить суб-терагерцовый пик излучения как суммарное излучение от протяженной аркады вспышечных петель с общим размером до десятков угловых секунд. федеральное государственное бюджетное научное учреждение «Научноисследовательский радиофизический институт», ГАО РАН, Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, S.J.Campos, Brazil, Centro de Radio Astronomia e Astrofisica Mackenzie, Sao Paulo, Brazil Публикации: 37 Melnikov~V.F., J.E.R. Costa, P. Simoes. A model of microwave and Sub-THz emission from a single flaring loop. // Solar Physics 2011 (submitted) Мельников В.Ф., Коста Ж.Э.Р., Симоес П.Ж.А. Суб-ТГц излучение солнечных вспышек: формирование спектра. - Труды Пулковской конференции «Солнечная и солнечно-земная физика 2011», 3–8 октября 2011 г., ГАО РАН, СПб, СС. 159-162. V.F. Melnikov, J.E.R. Costa and P.J.A. Simoes. Formation of the two component frequency spectrum in microwave and Sub-THz emission. // Book of abstracts of JENAM-2011, (SaintPetersburg, Russia, 4-8 July, 2011), 2011 V.F. Melnikov, J.E.R. Costa and P.J.A. Simoes. A model of microwave and Sub-THz emission from a single flaring loop. // Programme and Abstract Book of the 13th European Solar Physics Meeting (Rhodes, Greece 12-16 September 2011). Edited by K. Tziotziou & C. Gontikakis. PP.146. На основе радиоинтерферометрических наблюдений одиночной вспышечной петли с квазипериодическими пульсациями (КПП) ее микроволнового излучения впервые обнаружено пространственное разделение источников отдельных спектральных компонент КПП. Установлено, что источник пульсаций с периодом P1 ≈ 30 с локализован во внутренней части вспышечной петли, а источник с периодом P2 ≈ 20 с локализован на периферии петли, вблизи ее оснований. Сравнение пространственных и спектральных свойств КПП с результатами решения дисперсионного уравнения для собственных колебаний магнитной трубки позволило сделать выбор между потенциально возможными модами стоячих МГД волн (радиальной, изгибной, баллонной и другими) в исследуемой вспышечной петле. Исходя из жестких ограничений, полученных из данных о пространственной структуре пульсирующей области, показано, что наблюдаемые свойства спектральных компонент наиболее точно описываются первой и второй гармониками изгибной (кинк) моды быстрых МГД волн. федеральное государственное бюджетное научное учреждение «Научноисследовательский радиофизический институт», ГАО РАН, Солнечная радиообсерватория Нобеяма, NAO, Япония Публикации: 1. E.G. Kupriyanova, V.F. Melnikov, K. Shibasaki «Spatially resolved microwave observations of multiple periodicities in a flaring loop», 2011, Solar Physics (принята в печать) Е.Г., Мельников В.Ф. «Пространственная структура 2. Куприянова квазипериодических пульсаций на основной и второй гармониках кинк моды в одиночной вспышечной петле», Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца "Солнечная и солнечно-земная физика ― 2011", Сборник трудов конференции, ISSN 0552-5829, с.147 38 Установлены на основе статистического анализа событий в отдельные периоды XXI-XXIII циклов солнечной активности закономерности существования микроволновых радиопредвестников геоэффективных корональных выбросов массы, заключающиеся в следующем: - наличие широкополосного радиоизлучения, по крайней мере, в одном из диапазонов сантиметрового или дециметрового излучения; - длительность радиопредвестников – более 10 минут Показано, что такие радиопредвестники предшествуют корональным выбросам, относящимся по классификации, применяемой на различных коронографах, к классам петля, гало и частичное гало, обладающим наибольшей потенциальной геоэффективностью. федеральное государственное бюджетное научное учреждение «Научноисследовательский радиофизический институт» Публикации: Шейнер О.А., Фридман В.М. Характер микроволнового солнечного излучения, наблюдаемого на стадии формирования и начального распространения геоэффективных корональных выбросов массы // Известия ВУЗов Радиофизика, Т. 54, 2011 (в печати). Подтверждено на основе статистического анализа событий в отдельные периоды XXIII цикла солнечной активности, что корональным выбросам массы классов гало и частичное гало предшествуют радиопредвестники, охватывающие сантиметровый и дециметровый диапазоны и обладающие особыми свойствами: одновременно возникающей во всем микроволновом диапазоне компонентой излучения с подобным временным поведением на различных частотах микроволнового диапазона с постепенным нарастанием и последующим уменьшением потока. федеральное государственное бюджетное научное учреждение «Научноисследовательский радиофизический институт» Публикации: Шейнер О.А., Фридман В.М. Характер микроволнового солнечного излучения, наблюдаемого на стадии формирования и начального распространения геоэффективных корональных выбросов массы // Известия ВУЗов Радиофизика, Т. 54, 2011 (в печати). 39 ПРАО АКЦ ФИАН / ИРЭ РАН. ОТЧЕТ - 2011 1. В течение года на радиотелескопе БСА ФИАН на частоте 111 МГц в режиме мониторинга проводились наблюдения межпланетных мерцаний радиоисточников. Ежедневно в течение 24 часов регистрировались флуктуации потока излучения нескольких сотен источников с мерцающим потоком более 0,2 ян, попадающих в 16-лучевую диаграмму радиотелескопа. Отрабатывались различные варианты методики обработки и анализа данных, характеризующих статистический ансамбль источников. Готовится к печати работа, содержащая результаты, характеризующие динамику глобальной структуры турбулентного солнечного ветра в 23/24 циклах солнечной активности в период с 2007 по 2011 годы. 2. По данным экспериментов радиопросвечивания солнечного ветра сигналами космического аппарата Mars Express, выполненных в 2004 г., во внутреннем солнечном ветре нами были обнаружены возмущения плотности квазипериодического характера. В 2010-2011 гг. Был проанализирован большой объем данных экспериментов с космическим аппаратами Ulysses, Galileo, Mars Express, Venus Express, Rosetta, относящийся к длительному периоду с 1991 по 2009 г. Во всех сериях наблюдений вво временных спектрах флуктуаций частоты радиосигналов были обнаружены квазипериодические возмущения. Уровень спектральной плотности квазипериодической составляющей примерно в три раза превышает уровень степенного фона. Характерная частота квазипериодических возмущений составляет в среднем 4 мГц, что соответствует периодам около 4 мин. Ширина спектральных линий квазипериодических возмущений соответствует длительности событий около 30-40 мин. Квазипериодические возмущения наблюдаются в диапазоне гелиоцентрических расстояний от 3 до 40 радиусов Солнца, причем зависимость характерных параметров возмущений от локальных условий в солнечном ветре не обнаружена: возмущения присутствуют около 20 % времени как на низких, так и на высоких гелиоширотах при различных уровнях солнечной активности. В ряде случаев наряду с основной частотой наблюдаются возмущения на второй гармонике. Наблюдаемые квазипериодические флуктуации частоты просвечивающих сигналов связаны, по-видимому, с магнитозвуковыми волнами, возбуждаемыми локально при нелинейных взаимодействиях альвеновских волн 5-минутного диапазона, распространяющихся из основания солнечной короны. ([3]) Выполненный в [2] вэйвлетанализ измерявшихся в экспериментах радиопросвечивания флуктуаций частоты подтверждает присутствие квазипериодических возмущений с найденными в [3] характерными параметрами. (ПРАО/ИРЭ) 40 3. Проанализированы данные экспериментов радиопросвечивания солнечного ветра сигналами космического аппарата Mars Express, выполненных с 25 августа по 22 октября 2004 г. в условиях низкой солнечной активности. В экспериментах с частотой съема информации 1 с. измерялись флуктуации частоты и амплитуды когерентных радиосигналв S- и X- диапазонов. Получены радиальные зависимости дисперсии флуктуаций частоты; получены временные спектры флуктуаций логарифма амплитуды для обоих диапазонов в интервале флуктуационных частот 0,01 Гц – 0,5 Гц. Данные относятся к низкоширотному солнечному ветру. ([4]) (ПРАО/ИРЭ) 4. Многочисленные локальные измерения показывают, что во внешней гелиосфере функция распределения ионов в области энергий за пределами границы инжекции подхваченных ионов ( 1 кэв) имеет протяженный надтепловой хвост, который как правило описывается степенной функцией с показателем степени в пространстве скоростей -6 ≤ γ ≤ -4. Ранее было показано, что высокоэнергичный хвост не может быть объяснен диффузионными процессами, связанными с механизмом Ферми 2 рода, поскольку уровень как альвеновской, так и магнитозвуковой турбулентности оказывается недостаточным. Предложен механизм ускорения ионов, связанный с многократным прохождением разрывов скорости ветра. Показано, что этот механизм в среднем приводит к ускорению частиц, причем процесс ускорения носит диффузионный характер, а коэффициент диффузии в пространстве скоростей пропорционален квадрату скорости. Решение транспортного уравнения при учете диффузии, конвекции, охлаждения в неоднородном магнитном поле и инжекции подхваченных ионов позволяет получить распределение по скоростям с показателем степени γ −5, который близок к наблюдаемому. ([5]) Публикации. Опубликовано в 2011: [1] Глубокова С.К., Глянцев А.В. , Тюльбашев С.А., Чашей И.В., Шишов В.И. Межпланетные мерцания сильных радиоисточников на фазе спада вблизи минимума 23 цикла солнечной активности // Геомагнетизм и аэрономия. Т.51. №6. С.1-6. 2011 (Geomagnetism and aeronomy. V.51. No.6. P.794-799) [2] А.И. Ефимов, Л.А. Луканина, А.И. Рогашкова, Л.Н. Самознаев, И.В. Чашей, М.К.Бёрд, М. Петцольд. Наблюдения квазипериодических возмущений в околосолнечной плазме по данным двухчастотного радиозондирования сигналами космических аппаратов // Радиотехн. и электрон. Т.56. №12. 2011 41 Направлено в печать: [3] 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. Quasi-periodic Frequency Fluctuations Observed During Coronal Radio Sounding Experiments 1991-2009 // Adv. Space Res. [4] Ефимов А.И., Луканина Л.А., Рудаш В.К., Самознаев Л.Н., Чашей И.В., Бёрд М.К., Петцольд М. Особенности распространения когерентных радиоволн через околосолнечную плазму в период низкой солнечной активности. Труды 23 Всероссийской научной конференции «Распространение радиоволн» Йошкар-Ола. , 23-26 мая 2011 [5] H.-J. Fahr, I. V. Chashei, and M. Siewert. Solar wind bulk velocity fluctuations acting as velocity space diffusion on comoving ions // Astron Astrophys. Участие в конференциях. 1. «Физика плазмы в солнечной системе» , Москва, 14-18 февраля 2011г. 1) 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. Quasi-periodic Frequency Fluctuations Observed During Coronal Radio Sounding Experiments 1991-2009 2) Глубокова С.К., Глянцев А.В. , Тюльбашев С.А., Чашей И.В., Шишов В.И. Межпланетные мерцания сильных радиоисточников на фазе спада вблизи минимума 23 цикла солнечной активности 2. XXIII Всероссийская Научная Конференция «РАСПРОСТРАНЕНИЕ РАДИОВОЛН» 23-26 мая 2011 г., Йошкар-Ола Ефимов А.И., Луканина Л.А., Рудаш В.К., Самознаев Л.Н., Чашей И.В., Бёрд М.К., Петцольд М. Особенности распространения когерентных радиоволн через околосолнечную плазму в период низкой солнечной активности 3. AOGS 2011, Taipei, 8-12 Aug. 2011 I.V.Chashei, V.I.Shishov, S.A.Tyul’bashev, V.V.Oreshko IPS Observations Using the Big Scanning Array of the Lebedev Physical Institute: Recent Results and Future Prospects (Invited). ИНАСАН Распределение магнитного поля в активных областях Солнца и магнитный поток активной области в момент вспышки И. М. Подгорный, совместно с А.И.Подгорным (Физический институт им. П.Н.Лебедева РАН) Численным решением системы трехмерных МГД-уравнений показано, что над активной областью Солнца перед вспышкой формируется токовый слой, в магнитном поле которого запасается энергия, достаточная для вспышки. В данной модели впервые не использованы никакие предположения о механизме вспышки, а граничные и начальные условия взяты по данным наблюдений фотосферы перед вспышкой. Сравнение вычисленного и измеренного спектров солнечных космических лучей с энергией до 10 Гэв позволило впервые определить скорость магнитного пересоединения (107 см/c) во вспышечном токовом слое. Показано, что сколько-нибудь значительные изменения распределения 42 магнитного поля в активной области в момент вспышки отсутствуют, и магнитный поток активной области во время вспышки также сохраняется. ГАИШ На основе сопоставления хромосферной активности Солнца и звезд, наблюдавшихся при поисках экзопланет, выявлена новая группа звезд со слабыми хромосферами и мощными коронами. Тем самым впервые получены наблюдательные свидетельства в пользу того, что на Солнце и поздних звездах динамо-процесс работает одновременно близ нижнего основания зоны и в подфотосферных слоях, и выяснен возможный путь эволюции солнечной активности на временной шкале в миллиарды лет. (М.М. Кацова, ГАИШ МГУ, М.А.Лившиц, ИЗМИРАН). М.М. Кацова, М.А. Лившиц «Эволюция активности солнечного типа маломассивных звёзд» Астрон. журн. 2011, 88, №12, 1217-1225 M.M.Katsova “Evolution of the cyclic activity of the Sun in the context of physical processes on latetype stars” Proc. of JENAM-2011, St.-Petersburg, July 2011 (invited talk on S3 section) The Sun: New Challenges. Astrophysics and Space Science Proceedings, Springer Verlag, Heidelberg, 2012, 13 pp, in press Рис. Сопоставление индексов хромосферной и корональной активности звезд солнечного типа. Показано Солнце в минимуме и максимуме активности, звезды с наилучшей выраженностью циклов (красные кружки), с хорошими циклами (синие звездочки), звезды с присутствием линии лития (довольно молодые, показаные крестиком в кружке). Область молодых звезд с насыщением активности условно обозначена серым эллипсом. Из отчета 43 о деятельности Отдела физики Солнца за 2011 год В отделе 16 сотрудников. Из них 1 доктор физ.-мат. наук, профессор, 8 кандидатов физ.-мат. наук, 7 сотрудников без учёной степени. Разрабатываются 2 приоритетные темы: 1) Физика Солнца, 2) Экология земной атмосферы. I. ВАЖНЕЙШИЕ НАУЧНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ 1. Предложен новый сценарий импульсных всплесков жесткого электромагнитного излучения в космической плазме. Показана роль обратных токов в нестационарном магнитном пересоединении с ускорением частиц до высоких энергий. (Б.В. Сомов, Письма в Астрон. журн. 2011, т. 37, № 10, с. 740-753.) 2. Показана возможность двух типов переходов от неэволюционных ударных волн к эволюционным вдоль разрывных течений в зависимости от параметров модели магнитного пересоединения. (С.И. Безродных, В.И. Власов, Б.В. Сомов, Письма в Астрон. журн. 2011, т. 37, № 2, с. 133-150.) 3. В связи с проблемой переноса энергии в солнечных вспышках показано, что модели, учитывающие эффект столкновительной релаксации теплового потока, лучше описывают перенос тепла, чем закон Фурье и аномальная теплопроводность. (А.В. Орешина, Б.В. Сомов, Письма в Астрон. журн. 2011, т. 37, № 10, с. 789-800.) 4. Найдены области неэволюционных транс-альвеновских ударных волн на разрывных МГД течениях плазмы в окрестности торцов пересоединяющего токового слоя в сильном магнитном поле солнечных вспышек. (Л.С. Леденцов, Б.В. Сомов, Письма в Астрон. журн. 2011, т. 37, № 2, с. 151-160.) Зав. отделом физики Солнца профессор Б.В. Сомов 26 ноября 2011 г. ВЦ МГУ 44 Предложена модель солнечного динамо, в которой флуктуации коэффициента альфа, описывающего роль зеркальной асимметрии конвекции, приводят к возникновению соотношений Вальдмайера для амплитуды и формы солнечного цикла.(Д.Д. Соколов) ФИАН ОСНОВНЫЕ НАУЧНО-ТЕХНИЧЕСКИЕ РЕЗУЛЬТАТЫ в области физики «Солнца», полученные Лабораторией рентгеновской астрономии Солнца ФИАН в 2011 году. 1. В рамках федеральной космической программы России на 2010–2015 год выполнены следующие работы по тематике космических исследований Солнца: Разработан эскизный проект комплекса научной аппаратуры «АРКА» для малого космического аппарата МКА № 5. Научная аппаратура включает в себя 3 ВУФ телескопа для наблюдения короны и переходного слоя Солнца с уникальным для этого диапазона пространственным разрешением: 0.15`` (~ 100 км) на пиксель. Сроки запуска спутника: 2014–2015 гг. Завершены первые два этапа эскизного проектирования приборов «ТРЕК», «Гелиофизика», «ОКА» и «СОРРЕНТО» для космической обсерватории «Интергелиозонд». Приборы предназначены для телескопических и коронографических наблюдений Солнца с близкой гелиоцентрической орбиты (перигелий ~ 60 солнечных радиусов). Сроки запуска спутника: 2017–2018 гг. Разработана конструкторская документация для научной аппаратуры «СОЛИСТ», «СТЕК», «РЕСПЕКТ» для космического аппарата «Зонд», создаваемого по заказу Росгидромета в рамках Федеральной целевой программы «Геофизика». Сформировано научно-техническое предложение для проведения солнечного эксперимента «Кортес» по мониторингу солнечной короны с борта Международной космической станции: http://knts.tsniimash.ru/ru/site/Experiment_q.aspx?idE=233 . Сроки проведения эксперимента: 2013–2015 гг. 2. По данным комплекса аппаратуры ТЕСИС, полученным в период минимума солнечной активности (2009 г.) впервые в мире измерено ускорение плазмы внутри солнечных макроспикул. Показано, что движение спикулы в короне не является свободным баллистическим, а происходит под действием направленной вверх управляющей силы, 45 придающей спикуле дополнительное ускорение на стадии ее роста и тормозящей спикулу на стадии ее опускания. 3. По данным серий наблюдений Солнца в ВУФ диапазоне (линия Fe IX 171 Å; эксперимент ТЕСИС), полученных с рекордным временным разрешением, 4 сек, измерена тепловая энергия более чем 2000 нановспышек в диапазоне энергий 1023–1027 эрг. Показано, что энергетическое распределение нановспышек в этом диапазоне очень близко к степенному, dN/dEкин ~ Eкин– α с наклоном α ≈ 2.6 . Сравнение с предыдущими измерениями нановспышек в диапазоне 1025–1027 эрг (TRACE) показывает, что наклон их распределения растет с уменьшением энергии. Тем самым подтверждается, что теоретически нановспышки способны давать существенный вклад в нагрев короны Солнца, причем наибольшая суммарная энергия высвобождается во вспышках малых энергий. 4. По сериям изображений, полученных в условиях минимума солнечной активности (2009 год; эксперимент ТЕСИС) впервые зарегистрирован нагрев плазмы до температур порядка и выше 4 млн. К в микровспышках рентгеновского класса ниже A1.0 (нижняя граница шкалы рентгеновских вспышек GOES). 5. Показано, что корональные лучи, наблюдавшиеся на лимбе Солнца телескопами СПИРИТ и ТЕСИС в спектральных каналах с температурой порядка 1 МК, являются индикаторами потоков медленного солнечного ветра со скоростью 300-400 км/с, исходящих из активных областей по открытым линиям магнитного поля. Источниками солнечного ветра являются исходящие потоки плазмы на границах активных областей, которые обнаруживаются спектрометром Hinode/ EIS по допплеровскому смещению спектральных линий ионов FeX-FeXV. 6. С помощью анализа температурной структуры плазмы показано, что в нестационарных явлениях средней мощности излучение постэруптивных аркад полностью объясняется в рамках термической многотемпературной модели и не требует дополнительно наличия потоков ускоренных частиц. Модель позволяет получить прямую оценку β-фактора плазмы на верхушках петель и определить условия, при которых могут возникнуть вторичные нестационарные процессы на стадии угасания вспышки. ИЯФ МГУ А.В. Гетлинг *************************** Для внесения большей определенности в оценки спиральности конвективных 46 течений (по сравнению с теми, что основываются на гипотезах о структуре турбулентности) и, в конечном счете, в оценки альфа-эффекта выполнено численное моделирование конвекции в слое сжимаемой среды с политропной плотностной стратификацией, вращающемся вокруг вертикального направления. Показано, что усредненная по слою спиральность имеет максимум при некотором значении угловой скорости вращения. Таким образом, эффект подавления спиральности при достаточно больших угловых скоростях следует учитывать при построении моделей МГД динамо методами электродинамики средних полей. Материалы к отчету за 2011 г. 1. Наиболее важный научный результат исследований в 2011 г. РАЗРАБОТАН ИЕРАРХИЧЕСКИЙ ПОДХОД К ПРОГНОЗИРОВАНИЮ РЕКУРРЕНТНЫХ ВЫСОКОСКОРОСТНЫХ ПОТОКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА. Одновременное использование изображений Солнца в различных спектральных линиях с нескольких космических аппаратов в сочетании с новыми алгоритмами обработки данных для вычисления площади корональных дыр и установления корреляционных зависимостей позволило добиться более высокой точности и надежности прогнозирования в период роста солнечной активности. Использовались данные о суточных значениях площадей корональных дыр, рассчитанные по изображениям Солнца в ультрафиолетовом диапазоне длин волн, а также информация об измеренной скорости потоков солнечного ветра за предыдущие обороты Солнца. Площади корональных дыр рассчитывались по изображениям, полученным прибором SWAP со спутника PROBA2 в спектральном диапазоне с центром на длине волны 17.4 нм и прибором AIA с космического аппарата SDO с центром на длинах волн 19.3 нм и 17.1 нм. Для прогноза были взяты данные за 2010 год, период роста 24-го цикла солнечной активности. На первом уровне иерархии было получено несколько простых модельных оценок скорости потоков на основе входных данных каждого типа. На втором уровне иерархии из полученных оценок формировался окончательный прогноз скорости солнечного ветра на 3 дня вперед. Предложенный иерархический подход позволяет повысить точность прогноза скорости солнечного ветра. Кроме того, при такой методике прогнозирования пропуски в данных одного космического аппарата не оказывают критического влияния на конечный результат прогнозирования всей системы в целом. Shugai Yu.S., Veselovsky I.S., Seaton D.B., Berghmans D. Hierarchical Approach to Forecasting Recurrent Solar Wind Streams // Solar System Research. 2011. V. 45. N 6. P. 560–571. Веселовский Игорь Станиславович, [email protected] д.ф.-м.н., проф., т. 939-1298, 2. ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ НА ТРАССЕ ПОЛЕТА КОСМИЧЕСКОГО АППАРАТА К ЮПИТЕРУ И ЕГО СПУТНИКУ ЕВРОПЕ. Исследованы физические условия на трассе полета планируемой российской миссии к Юпитеру и его спутнику Европе. Представлены предварительные результаты расчета радиационных нагрузок и потоков энергичных заряженных частиц. Обобщены известные данные и модели радиационных поясов Юпитера и его магнитного поля. Выполнена оценка радиационных условий вблизи Европы с учетом влияния 47 спутника на потоки частиц с различными энергиями с целью оптимизации траектории. Podzolko, M. V.; Getselev, I. V.; Gubar, Yu. I.; Veselovsky, I. S.; Sukhanov, A. A. Charged particles on the Earth-Jupiter-Europa spacecraft trajectory. Advances in Space Research, DOI: 2011, Volume 48, Issue 4, p. 651-660. 10.1016/j.asr.2010.11.011 Веселовский Игорь Станиславович, [email protected] д.ф.-м.н., проф., т. 939-1298, Список публикаций Опубликовано в зарубежных изданиях 1. Shaikh, Dastgeer; Veselovsky, Igor S.; Lu, Quanming M.; Zank, Gary P. From Micro- to Macro-scales in the Heliosphere and Magnetosphere. In: The Sun, the Solar Wind, and the Heliosphere, Eds. M.P. Miralles and J. Sánchez Almeida. IAGA Special Sopron Book Series, Vol. 4. Berlin: Springer, 2011. ISBN: 978-90-481-9786-6, pp.177-206. 2. Yakovchouk, N. G.; Veselovsky, I. S.; Makarenko, N. G. Recurrence Time Statistics of the Most Powerful Perturbations on the Sun and in the Heliosphere. Central European Astrophysical Bulletin, 00/2011, p. 51-58. 3. Podzolko, M. V.; Getselev, I. V.; Gubar, Yu. I.; Veselovsky, I. S.; Charged particles on the Earth-Jupiter-Europa spacecraft trajectory Advances in Space Research, 2011, Volume 48, Issue 4, p. 651-660. Опубликовано в российских изданиях 3. И.С. Веселовский, О.С. Яковчук О прогнозе солнечных протонных событий по данным наземных нейтронных мониторов. Астрономический Вестник 2011, Т. 45, №4, С. 365-375. 4. Ю.С. Шугай, И.С. Веселовский, Д. Б. Ситон, Д. Бергманс. Иерархический подход к прогнозированию рекуррентных потоков солнечного ветра. Астрономический Вестник 2011, Т. 45, №6, С. 560-571. 5. И.С. Веселовский. Тайны солнечного ветра. Сборник научно-популярных статей – победителей конкурса РФФИ 2009 года. Выпуск 13/ Под редакцией А.М. Желтикова. М.: Издательство ГЕОС, 2011. – 480 с., С.67-79. Доклады на конференциях 6. I.S. Veselovsky, O.S. Yakovchouk and K. Mursula. Global network of geomagnetic observatories as a useful tool for the study of quiet and perturbed conditions on the Sun and in the heliosphere. International Workshop "Artificial Intelligence in the Earth’s Magnetic Field Study. INTERMAGNET Russian Segment", 26-28 January 2011, Uglich, Russia, Abstracts, http://uglich2011.gcras.ru/ 48 7. И.С.Веселовский. Проблема происхождения солнечного ветра: новые достижения и перспективы. Научная сессия НИЯУ МИФИ – 2011. 1-5 февраля 2011. Аннотации докладов. Том 2. Фундаментальные проблемы науки. М.: НИЯУ МИФИ, 2010, с. 100. 8. И.С. Веселовский, Ю.С. Шугай, Л.Д. Трищенко. Развитие и использование базы данных о параметрах корональных дыр на Солнце для прогнозирования высокоширотной геомагнитной активности. Научная конферненция «Базы данных, инструменты и информационные основы полярных геофизических исследований» (POLAR -2011), 24-26 мая 2011 г., ИЗМИРАН, Программа конференции. Тезисы докладов, г. Троицк. С.33-34. 9. Веселовский И.С. Современные достижения в исследованиях по солнечному ветру. Всероссийская конференция с международным участием «Физика окружающей среды», посвященная 50-летию первого полета человека в космос и 75-летию регулярных исследований ионосферы в России «ФОС-2011». 27 июня – 1 июля 2011 г., г. Томск 2011. Программа, стр.4. Приглашенный доклад на общем пленарном заседании. http://fos.tsu.ru/?page_id=632 10. Yu. Shugay, I. Veselovsky, A. de Groof, D. Seaton, D. Berghmans. Areas of coronal holes in the source regions of the high speed solar wind streams during 2010-2011: initial results of the Proba2/SWAP observations. “Sun-360 Workshop”, July 25 - 29, 2011, Christian-Albrechts-Universitaet, Kiel, Germany. Abstract. http://ulysses.physik.unikiel.de/sun-360/PDF/S2-515.pdf 11. I.S. Veselovsky and A.V. Prokhorov. Velocity and geometry of solar eruptions. International workshop on Solar Physics “The Sun: from quiet to active -2011”. Workshop Proceedings, Lebedev Instistute of the Russian Academy of Sciences, August 29 – September 02, 2011, Moscow 2011, P. 58. 12. Veselovsky, Igor. Actual Theoretical and Observational Predictability Limits in SolarTerrestrial Physics. Eighth European Space Weather Week November 28 December 02, 2011 Namur, Belgium (http://sidc.oma.be/esww8/program/poster3B.php) 13. I.S. Veselovsky, O.S. Yakovchouk and K. Mursula. Global network of geomagnetic observatories as a useful tool for the study of quiet and perturbed conditions on the Sun and in the heliosphere. International Workshop "Artificial Intelligence in the Earth’s Magnetic Field Study. INTERMAGNET Russian Segment", 26-28 January 2011, Uglich, Russia, Abstracts, http://uglich2011.gcras.ru/ 14. R.G. Kulchinskiy, I.S. Veselovsky, S.M. Agayan, Sh.R. Bogoutdinov, A.D. Gvishiani, V.G. Petrov, O.S. Yakovchouk. Global, Regional and Local Dynamics of Strong Geomagnetic Storms. IUGG 2011 Scientific Program, p. 211. (http://www.iugg2011.com/program.asp). Участие в работах по грантам РФФИ № 10-02-06831-моб_г (руководитель), РФФИ № 09-02-11510-с (руководитель), РФФИ № 09-02-13578-офи_ц (исполнитель) и госконтрактам ГК № 07.514.11.4020 ( исполнитель), ГК № 02.740.11.5164 (исполнитель). Веселовский Игорь Станиславович (д.ф.-м.н., проф.) [email protected] Телефон: 939 1298 Факс: 939 3553 49 ОТЧЕТ Лаборатории Физики Солнца и радиоастрономии Астрономического института им. В.В.Соболева СПбГУ за 2011 год 1. На основе кооперативных исследований с участием сотрудников ГАО, САО, ИСЗФ и ИПА РАН и VIRAC (Латвия) выполнен анализ структуры и эволюции ряда активных областей на Солнце по наблюдениям в сантиметровом диапазоне с использованием оптических и УФ данных и карт магнитных полей. В частности: а) Проведены наблюдения частного солнечного затмения 4 января 2011 г. на двух радиотелескопах РТ-32 ИРА РАН (обсерватории “Зеленчукская” и “Светлое”) на волнах 3.5, 6.2 и 13 см в интенсивности и круговой поляризации и на телескопе РТ-2.5 СПбГУ на волне 5.2 см в интенсивности. Предварительная обработка показала, что в данном случае удалось достичь рекордной разрешающей способности наблюдений ~ 1", близкой к предельному значению, определяемому дифракцией излучения на лунном крае. Наиболее интересные результаты получены по пятенному источнику в группе NOAA 11140, где в поляризации (V) видны серпо/кольцеобразные структуры, предсказываемые теорией циклотронного излучения для пятенных источников. Рис.2. Пятенный источник группы NOAA 11140 на волне 6.2 см (обс.Светлое). Угловое разрешение 1,18–1,13" Максимум распределений как по интенсивности, так и по поляризации смещен относительно геометрического центра пятна и приходится на E-N границу между тенью и полутенью пятна и с увеличением длины волны монотонно удаляется от центра пятна по направлению к лимбу, что естественно ожидать для источников циклотронного излучения. Разница между положениями ЦТ на крайних волнах (3.5 - 13 см) составляет 50 всего около 5", что с учетом эффекта проекции эквивалентно увеличению высоты области излучения над уровнем фотосферы на 5,5 тыс. км. Результаты по группе NOAA 11140 частично опубликованы в трудах Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца “Солнечная и солнечно-земная физика 2011”. Предварительные данные по двум другим активным областям, наблюдавшимся на затмении, и результаты дальнейшей обработки готовятся к публикации. б) Завершено исследование структуры и динамики источника микроволнового излучения на Солнце над активной областью NOAA 10105 (7–20.09.2002) по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН-600 с частотным разрешением ~ 10% показавшем спектральную особенность в диапазоне 3.04 см, которая может быть интерпретирована как проявление линии нейтрального водорода. Выявлена генетическая связь появления линии с хромосферной вспышкой класса 2В и М2.2 в рентгеновском диапазоне. Эффект наблюдался на стадии PBI (post burst increase) этого события. Отмечены следующие характеристики эффекта: – область наибольшего контраста излучения в линии – нижняя корона над флоккулом, – продолжительность эффекта – <2 ч, – максимальная глубина линии – (35 ± 5)%, – максимальная степень поляризации излучения в линии ~ 30%. Результат исследования опубликован в АЖ. Необходимо дальнейшие поиски аналогичных событий в наблюдениях с более высоким частотным разрешением. в) Выполнен детальный анализ наблюдений на РАТАН-600 и радиогелиографе Нобейама солнечного пятна в группе NOAA 10325. Для объяснения обнаруженной нами ранее угловой зависимости и особенностей спектра в рамках циклотронного механизма излучения предложена и рассчитана не плоскопараллельная модель атмосферы пятна с пониженной плотностью вещества над тенью пятна и пониженным градиентом температуры в области полутени. Результаты исследований доложены на трех конференциях и опубликованы в: 1. Коржавин А.Н., Петерова Н.Г., Топчило Н.А. “О кольцеобразной структуре источника циклотронного излучения над солнечным пятном по наблюдениям с разрешением 1 угл. сек.”, Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца “Солнечная и солнечно-земная физика 2011” (XV Пулковская конференция по физике Солнца), 3-7 октября 2011 г., ГАО РАН, СанктПетербург, 2011, с.131-134. 2. Н. Г. Петерова, Н. А. Топчило, Т. П. Борисевич "Об излучении Солнца в линии водорода 3.04 см по наблюдениям активной области 51 NOAA 10105", Астрон. журн., 2011, т.88, №9, с.912-919. Translated in N. G. Peterova, N. A. Topchilo and T. P. Borisevich, "Solar 3.04 cm Hydrogen Line Emission Revealed in Observations of the Active Region NOAA 10105", Astronomy Reports, 2011, Vol. 55, No. 9, pp. 841–848. 3. D. Bezrukov, B. Ryabov, N. Peterova, N. Topchilo “Sharp changes in the ordinary mode microwave emission from a stable sunspot: model analysis”, Latv.J. of Phys. and Tech.Sciences, 2011, vol.48, N2, pp.56-69. 4. Коржавин А.Н., Петерова Н.Г., Топчило Н.А. “О кольцеобразной структуре источника циклотронного излучения над солнечным пятном по наблюдениям с разрешением 1 угл. сек.”, Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца “Солнечная и солнечно-земная физика 2011”, 2-8 октября 2011 г., Тезисы докладов, ГАО РАН, Санкт-Петербург, 2011, с.47. 5. Петерова Н.Г., Топчило Н.А. “Требования к модели источника циклотронного излучения над солнечными пятнами, накладываемые наблюдениями”, Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца “Солнечная и солнечно-земная физика 2011”, 2-8 октября 2011 г., Тезисы докладов, ГАО РАН, Санкт-Петербург, 2011, с.71-72. 6. А.М. Финкельштейн, И.А. Рахимов, А.А. Дьяков, А.Н. Коржавин, Н.А.Топчило, М.Л. Свешников, Н.Г. Петерова. “Наблюдения затмений, как метод исследования активных областей на Солнце на примере затмения 04.01.2011 г.”, Всероссийская радиоастрономическая конференция (ВРК-2011), “Радиотелескопы, аппаратура и методы радиоастрономии”, 17-21 октября 2011 г., СанктПетербург, Россия, Тезисы докладов, Институт Прикладной астрономии РАН, СанктПетербург, 2011, с.177. 2. Исследование колебательных явлений в миллиметровом радиоизлучении спокойных и активных областей Солнца. а) Уникальные наблюдения областей спокойного и активного Солнца, выполненные в рамках совместного проекта Астрономического института СПбГУ (М.А. Лукичева), Института Макса Планка для исследований солнечной системы, Германия (S. Solanki) и Мэрилендского университета, США (S. White) на радиоинтерферометре BIMA на волне 3.5 мм синхронно по времени с наблюдениями в оптическом (BBSO) и УФ (SOHO/MDI, TRACE) диапазонах позволили выявить квазипериодические колебания в мелкомасштабных структурах солнечной хромосферы. Найденные характерные периоды колебаний в деталях хромосферной сетки спокойного Солнца, полученные на основе фурье- и вейвлет-анализа, составляют 130-700 с. Типичная длительность колебаний составляет 1 - 3 волны, а размер осциллирующего элемента в радиоизлучении оценивается в 1 угл.сек. Выявлено различие свойств ячеек и узлов и границ хромосферной сетки: в среднем периоды колебаний в ячейках короче, чем на границах. 52 б) Для исследования длиннопериодных колебаний миллиметрового излучения активных областей на Солнце были использованны синхронные наблюдения на двух крупных радиотелескопах миллиметрового диапазона, выполненные в рамках совместного проекта Астрономического института СПбГУ, МГТУ им. Н.Э.Баумана (РТ-7.5, 93 ГГц) и Университета Турку, Радиообсерватории Метсахови (РТ-14, 37 ГГц, Финляндия). Были получены длинные ряды слежения за активными областями. С помощью вейвлет-анализа были выделены два основных диапазона длиннопериодных квазипериодических колебаний в радиоизлучении над пятнами – (10-60) мин. и (80-130) мин. 01/07/2010 37 GHz 53 01/07/2010 93 GHz Аналогичные периоды были выделены и на частоте 17 ГГц по данным радиогелиографа Нобеяма. Найденные периоды оказываются относительно стабильными, и могут интерпретироваться как следствие радиальных мод осцилляций пятна. Результаты работ докладывались на двух конференциях: 1. Symposium “Chemical Physics of Low Temperature Plasmas”, Jan,31-Feb,02, 2011. Bari University, Bari, Italy. V.Nagnibeda, M.Loukitcheva. "The mysterious solar chromosphere". 2. VI конференция ОФН «Физика плазмы в солнечной системе; Плазменная Гелиогеофизика», Москва, ИКИ, сборник тезисов, 2011, с. 23. В. В. Смирнова, В.С. Рыжов, А.В. Жильцов, A. Riehokainen Kallunki. «Наблюдение активных областей на Солнце в миллиметровом диапазоне на телескопах РТ-7,5 МГТУ им. Н.Э. Баумана и РТ-14 обсерватории Метсахови (Финляндия)». Публикации: 1. V.G. Nagnibeda, M.A. Loukitcheva. Diagnostics of Solar Chromosphere Plasma Based on Observations of Millimeter Radiation. Chemical Physics, 2011. DOI:10.1016/j.chemphys.2011.06.018. 2. V. Smirnova, A. Riehokainen1, V. Ryzhov, A. Zhiltsov, and J. Kallunki. Long-period oscillations of millimeter emission above sunspots. A&A 534, A137 (2011) DOI: 10.1051/0004-6361/201117483. Зав. лаб., доцент В.Г. Нагнибеда 29 ноября 2011 года Основные результаты НИР Уссурийской астрофизической обсерватории за 2011 год. 1. Построена модель элемента тонкой структуры (ТС) факела, описывающая связь наблюдаемой напряженности магнитного поля Н в линиях и эквивалентной ширины этих линий W. Её особенность - большие температуры и меньшие градиенты температуры по 54 высоте по сравнению с другими моделями. Наилучшие совпадения наблюдений и расчетов получены при Н=1500 Э на нижнем и 1000 Э на верхнем уровне модели. При этом выполнен анализ площадей профилей круговой поляризации 20 спектральных линий, нормированных на площадь профиля круговой поляризации линии Fe1 525.35 нм (величины Кiн) и сравнение их с теоретически рассчитанными (Кiр). Также принято, что рассчитанные Кiр линий Fe1 525.02 и 524.71 нм близки к наблюдениям. Расчет показал, что модель необходимо несколько скорректировать в сторону увеличения температуры. Разработана соответствующая модель ТС-элемента, дающая наиболее близкие Кiн к наблюдаемым Кiр. Найдено, что профили Стокса линий сильно зависят от температуры T0(τ). Определена оптическая глубина τ, возмущение T0(τ) на которой заметно отражаются на величинах Кiр линий с малым потенциалом возмущения нижнего уровня, для которых получено явное превышение Кiн над Кiр при хорошем совпадении этих величин для остальных линий. Некоторое улучшение модели можно получить, варьируя возмущения T0(τ) в оптическом диапазоне -2 = lgτ = -3. Сделан вывод, что одни и те же величины Кiн имеют место в ТС-элементах с близкими физическими условиями, но разной H. Это требует наличия в фотосфере ТС-элементов разных размеров, а не жестко фиксированных, как обычно предполагается. (Баранов А. В., Баранова Н.Н., Можаровский С.Г.) 2. Найдено , что у спектральных линий различных химических элементов в диапазоне длин волн 605.0–618.0 нм профили круговой поляризации линий с большими эффективными факторами Ланде g (~ 2) и компактными группами π– и σ–компонентов имеют инверсии у центров линий. У линий со сложной структурой расщепления лабораторные факторы Ланде, полученные для линии излучения, как правило, не соответствуют эффективному фактору Ланде той же линии, наблюдаемой в поглощении. В результате, при измерениях величин поля H и Hπσ(выраженное в единицах поля расстояние между группами π– и σ–компонентов) возможны систематические ошибки до 10-15%. Экспериментальный материал показал, что, возможно, амплитуда инверсий связана не только с магнитным полем и структурами расщепления, но и эквивалентной шириной изучаемых линий W и моделью атмосферы изучаемого образования. Для линий с умереннымиW проведены оценки инверсий rV–профилей, для сильных необходимы дополни-тельные исследования. (Баранов А. В., Лазарева Л.Ф., Можаровский С.Г.) 3. Попытки измерений H по расстоянию между центром и минимумом интенсивности груп-пы компонент расщепления линии приводят к различию измеренных по ним H до 1000 Э. Из теории Унно найдны формулы, полезные при анализе профилей круговой rV и линей-ной rQ поляризации линий. Величина rV в слабом продольном магнитном поле имеет экстремумы, положение которых определено из трансцендентного уравнения. Это же уравнение описывает положение экстремумов производной профиля интенсивности rI. При больших H экстремумы rV–профилей линий имеют смещения от их центров относительно положения компонентов расщепления на величину, для которой получены формулы для случаев продольного и поперечного полей. При любых H смещения экстремумов rV– и rQ–профилей относительно положения компонент расщепления линии в большей мере определяются не величиной H, а коэффициентом поглощения в линии. У линий в сильном поперечном магнитном поле экстремумы rI–профиля Стокса смещены от центров линий на величину, которую оценивается из условия rQ= 0. (Баранов А. В.) 4. В результате комплексного анализа наблюдений солнечных вспышечных событий установлено, что в событиях с «отрицательными радиовсплесками» могут наблюдаться крупномасштабные потемнения в канале 304 Ǻ, не имеющие аналогов в корональных каналах. 55 5. Выявлено два сценария экранировки солнечного диска веществом эруптивного волокна: 1) самоподобно расширяющимся волокном при сохранении его формы и магнитной структуры и 2) эруптивным волокном, существенно изменяющим форму с возможным разбрасыванием части его вещества по обширной солнечной поверхности. Второй сценарий назван аномальным. 6. Впервые согласованы наблюдавшееся в эруптивном событии распространение волны Мортона и «волны EIT» со скоростью дрейфа радиовсплеска II типа и кинематикой переднего края коронального выброса (КВМ). Это показывает, что перечисленные явления в данном событии были проявлением единой замедляющейся корональной ударной волны. 7. Установлено, что ударная волна в исследованном событии была возбуждена резко ускорившейся эруптивной структурой как импульсным поршнем. Анализ данных мягкого рентгеновского излучения показал несостоятельность предположения о возбуждении ударной волны импульсом давления от вспышки. 8.Применение метода комплексной демодуляции к реконструированному ряду чисел пятен Sn показывают, что у вековых циклов временами меняется продолжительность и амплитуда. В эти моменты наблюдаются фазовые «скачки», которые совпадают по времени с минимумами огибающей вековых циклов. Модулирующие вековой цикл квазипериодичности совпадают с квазипериодичностями, наблюдаемыми в спектре числа пятен Sn, кроме одной 1550 лет, которая в спектре Sn слабо выражена. В минимум 6150-летнего цикла амплитуда огибающей вековых циклов также минимальна. По продолжительности можно выделить два предпочтительных вида вековых циклов около 88 и около 100 лет. Возможно, также имеются и предпочтительные значения продолжительности 11-летних циклов: это 10.5, 11.1, 12.2 и 14.8 лет, что вписывается в диапазон, наблюдаемых значений продолжительности 11-летних циклов. Для объяснения такого поведения векового цикла подходит такая динамическая система, которая спонтанно скачком переключается на другой режим, а затем возвращается обратно. 9. Изучены зависимости поперечных (по отношению к радиальному направлению) компонент скорости плазмы от направления магнитного поля в солнечном ветре (СВ), для чего использовались измерения параметров СВ на околоземных орбитах. Указанные зависимости обладают симметрией, характерной для альвеновских волн. Ориентация осей симметрии указывает на то, что альвеновские волны распространяются параллельно гелиоэкватору (по крайней мере, в среднем за большой интервал времени) во всем диапазоне радиальных скоростей VR течения СВ. При малых скоростях VR <350 км/c направление распространения волн почти радиально, но с ростом скорости оно быстро отклоняется от радиального направления в сторону направления регулярного магнитного поля. 10. Исследованы двумерные пространственные корреляционные функции (КФ) флуктуаций магнитного поля и скорости солнечного ветра, по измерениям на околоземных орбитах в 1965–2010 гг. Показано, что известная по предыдущим исследованиям симметричная форма КФ в виде «мальтийского креста» обусловлена применением при анализе данных априорных предположений о том, что турбулентность аксиально симметрична по отношению к локальному магнитному полю, а свойства ее не зависят от ориентации последнего. При отказе от этих предположений выявляется существенное дополнительное свойство КФ. Оно состоит в том, что длина корреляции 56 увеличивается с ростом угла между вектором локального магнитного поля и направлением регулярного поля (спирали Паркера). Результаты за 2011 г., полученные по тематике секции Солнце в АО УрФУ. В 2011 г. проведено 82 наблюдения распределения пятен на диске Солнца в оптическом диапазоне (80 с измерениями магнитных полей). Установлено, что начало нового солнечного цикла происходит с уменьшенной пятенной активностью по сравнению с предыдущими 4 циклами (Г.В.Лямова, Т.П.Никифорова, А.А.Калинин, Н.Д.Калинина, А.И.Шагабутдинов). По материалу , полученному ранее, в 2001 – 2005 гг., исследовалось изменение скорости вращения пятен при быстрых поворотах. Рассматривалось вращение для 29–ти пятен, разделенных на две группы : большие с диаметром > 40″ и малые, с диаметром < 40″. Скорость вращения у больших пятен составляет 0.˚1 – 0.˚3 в минуту, у малых пятен она колеблется в интервале от 0.˚15 до 0.˚7 в минуту. У малых пятен наблюдается слабая тенденция увеличения скорости вращения с уменьшением времени поворота. Зависимость скорости вращения от гелиографической широты не обнаружена. Но выявилась некоторая зависимость характера колебаний от возраста пятна. У больших пятен по мере их роста практически ничего не меняется: ни время поворота, ни скорость вращения. Малые пятна проявляют тенденцию к увеличению скорости вращения с увеличением возраста. У разрушающихся пятен скорость вращения увеличивается, а время поворота уменьшается. Результаты частично доложены на 40 Международной студенческой научной конференции “Физика Космоса” 31 января -4 февраля 2011 г. (Г.В.Лямова). Проведено сравнение количества и некоторых феноменологических характеристик горячих петель (c температурами выше 60 000К), наблюдавшихся на лимбе Солнца на восходящих ветвях нынешнего 24-го, и предыдущего, 23-го, циклов солнечной активности, в течение двух лет для каждого цикла. Для анализа использовалась база данных солнечной орбитальной обсерватории SOHO: EIT- изображения Солнца, полученные в далекой ультрафиолетовой области спектра в линиях многократно ионизованного железа (171A Fe IX(X), 195A FeXII, 284A FeXV), а также в линии ионизованного гелия 304A HeII. Нулевые даты для восходящих ветвей 23-го и 24-го циклов были найдены формально (без учета смены полярностей в цикле и т.д.) из графиков циклов солнечной активности, при аппроксимации минимумов активности полиномами.Вычисленные даты минимальных значений аппроксимирующих кривых принимались за нулевые даты для восходящих ветвей соответствующих циклов (23 марта 1997 для 23-го цикла, 9 декабря 2008 для 24-го цикла). а) Показано, что количество наблюдавшихся на лимбе Солнца горячих петель, имеющих температуры от 60000K до 1.5 млн K, и их активность были гораздо меньше в на восходящей ветви 24-го цикла (декабрь 2008 –декабрь 2010), по сравнению с соответствующим периодом 23-го цикла (март 1997-март 1999). Это можно объяснить более редким появлением активных областей на диске Солнца, их малой площадью и более простой структурой в 24-м цикле по сравнению с 23-м циклом. б) Отмечено, что очень горячие петли (с температурой до 2млнK) появлялись в такой активной области, которая была не изолированной, а составляла группу с другими, 57 близко расположенными активными областями, с перекрывающимися и, по-видимому, взаимодействующими аркадами петель. В период времени июнь – август 2011г. проведены наблюдения спектров активных протуберанцев на лимбе Солнца, в линиях ионизованного кальция H и KCaII и линии водорода Нε, с целью изучения эволюционных изменений в активных петельных системах. Наблюдения проведены на телескопе АЦУ-5 с помощью ПЗС камеры SXV H9 StarlightXpress, установленной в фокальной плоскости спектрографа АСП-20. Получено 268 ПЗС – изображений спектров протуберанцев в первом порядке спектрографа АСП-20 с разрешением 0.03А/пк в линиях HCaII и Hε для семи петельных систем, наблюдавшихся на лимбе Солнца. Проведенные наблюдения двух петельных систем на северо-восточном лимбе Солнца 15.08.2011 и 16.08.11 совпали по времени с последовательным появлением на восточном лимбе Солнца двух взаимодействующих активных областей AR1271 и AR1272, и с выбросом, связанным с частичным исчезновением волокна, расположенного к северу от AR1271 (по наблюдениям КА SDO). Вычислено поле скоростей в петлях, расположенных над активными областями AR1271 и AR 1272, в плоскости, перпендикулярной радиусу Солнца (12-70 км/сек), а также отношение интенсивностей линий Нε и H CaII. Результаты доложены на 40 Международной студенческой научной конференции “Физика Космоса” 31 января – 4 февраля 2011 г. (Т.П.Никифорова). Проведено моделирование спектра протуберанца, излучающего в линиях водорода и кальция. Показано, что если определить температуру протуберанца по профилям линий, то отношение интегральных интенсивностей линии Н иона кальция и Hε водорода дает значения давления для протуберанцев малой массы и (или) плотности, а линий 8542 иона кальция и 4861 (Hβ) водорода дает значения давления для протуберанцев большой массы и (или) плотности. Доложено на всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца, 3 – 9 октября 2010 г., Санкт-Петербург, ГАО РАН. (А.А.Калинин). Отчет С.В. Авакяна, члена НС по астрономии РАН по секции ""Солнце" за 2011 год. 1). Организована по инициативе Всероссийского научного центра "ГОИ им. С.И. Вавилова" новая Комиссия по физическим проблемам современного изменения климата при НС "Экология и природные ресурсы" СПб научного центра РАН. Комиссия избрала двух председателей: С.В. Авакяна и Ю.А. Наговицина. Комиссия подготовила и направила в РАН (Ю.А. Израэлю), советнику Президента РФ по климату , президенту ВМО А.И. Бедрицкому и руководителю Росгидромета А.В. Фролову Пакет предложений в Национальную программу по климату на период после Киотского протокола. 2) Разработана и опубликована в журнале "Исследование Земли из космоса", англ. перевод МАИК в "Izvestia/ " гипотеза о физическом механизме солнечно-магнитосферных погодно-климатических связей, показывающем прогнозируемое уменьшение скорости глобального потепления в соответствии с ходом вековых (квазистолетнего и квазидвухсотлетнего) циклов солнечной активности. 3). Предложен Способ уменьшения скорости коррозии металлических трубопроводных систем за счет использования прогноза солнечно-геомагнитной активности при эксплуатации Станций катодной защиты. Получено положительное решение о выдаче патента. 58 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 р-812-3238830, д-5524514, моб. 911-752-1239 59
