Разработан новый тип специального солнечного телескопа (названный Оптическим солнечным лимбографом (ОСЛ)), ограничивающий построение изображения исключительно только лишь лимбом Солнца и отдельными избранными (заданными) участками его диска. ОСЛ предназначен для проведения с высокой точностью длительных систематических фотометрических и координатных измерений одновременно формы всего лимба, диаметра и отдельных избранных активных и спокойных областей Солнца, а также временных вариаций всех этих параметров. Оптическая система лимбографа, отсекающая подавляющую часть потока света, обеспечивает дифракционное качество изображения в пределах всего рабочего поля зрения диаметром в 33' и уменьшение до минимума (почти в 10 раз) теплофизических эффектов, связанных со значительным нагревом его оптических элементов во время длительных наблюдений Солнца, что резко улучшает термические свойства всей системы. Стабильность положения его фокальной плоскости обеспечивается специальным анализатором качества и системой автоматической фокусировки, что позволит производить соответствующие измерения с необходимой высокой точностью.

В основу оптики солнечного лимбографа положена зафокальная апланатическая схема Грегори, которая обеспечивает компенсацию комы на краях поля и сохраняет дифракционное качество изображения в пределах всего поля зрения диаметром в 33'. При этом наклонно установленный в фокусе главного зеркала ОСЛ теплозащитный экран в виде плоского зеркала эллиптической формы с заданным количеством небольших отверстий, имеющий несколько меньший диаметр, чем изображение солнечного диска, уменьшает до минимума теплофизические эффекты, связанные с нагревом оптических элементов солнечного лимбографа, и тем самим резко улучшает термические свойства всей системы.

В рамках проекта предполагается выполнить на борту РС МКС “Альфа” ряд астрофизических задач экспериментального, наблюдательного и технического планов, методическое осуществление которых связаны с высокоточными фотометрическими и координатными измерениями формы лимба, диаметра и яркости отдельных участков и всего диска Солнца и установлением их временных вариаций с целью:

• получение временных серий точных значений солнечного диаметра – глобального индекса Солнца и возможного индекса солнечной активности;
• получение точного спектра волновых движений, вызванных колебаниями внутренних областей Солнца;
• исследования глобальных пространственных характеристик Солнца (кратковременные и долговременные вариации формы его лимба и диаметра, его сжатие, а также скорость вековых изменений солнечного диаметра);
• исследования яркости по всему диску Солнца в 4-х участках континуума: ультрафиолетовом, синем и инфракрасных; мониторинг всей видимой поверхности и ее отдельных избранных активных и спокойных областей;

• изучения глобальных динамических процессов на Солнце (спектра различных мод глобальных колебаний) – гелиосейсмология;
• исследования структуры и динамики внутренних слоев Солнца.

Комплексные измерения будут выполнены с помощью, разработанного в ГАО для данного эксперимента, специального 300 мм Оптического солнечного лимбографа ОСЛ-300 системы Грегори-Максутова в течение достаточно длительного времени, охватывающего 11-летний цикл активности Солнца. Принятая специальная оптическая система и конструкция ОСЛ-300 многократно улучшает его термические свойства и уменьшает до минимума теплофизические эффекты при длительных наблюдениях. Анализатор качества изображения и система автоматической фокусировки лимбографа сохранят дифракционное качество изображения в пределах всего поля зрения в течение всего времени непрерывных наблюдений. Надежный контроль и калибровка масштаба изображения осуществляется с помощью объективного оптического клина, расщепляющего пучок солнечного света, – эталона угла. Он используется также и для дифференциального измерения вариаций диаметра Солнца. Для обеспечения двух вариантов измерений с необходимой 5 миллисекунд дуги точностью в фокальной плоскости ОСЛ-300 устанавливается специальный гелиофотомикрометр. Он представляет собой блок в виде мозаичной сборки, состоящей из 16 ПЗС-матриц, равномерно распределенных по окружности изображения солнечного лимба Æ 74 мм и 9 ПЗС-матриц, расположенных определенным образом в центральной части диска Солнца.

Проведен анализ временной структуры ряда солнечных спайкоподобных всплесков в дециметровом диапазоне длин волн, зарегистрированных на двухэлементном (2хРТ-7, f = 540 МГц) радиоинтерферометре НИРФИ с миллисекундным временным разрешением.

Изучены особенности временной зависимости интенсивности спайкоподобных всплесков для фаз нарастания, спада и максимума всплесков с общей длительностью от 50 до 200 мс. Установлено, что в большинстве случаев на фазе нарастания зависимость квадратичная, а на фазе спада - экспоненциальная. Вблизи максимума форма таких всплесков описывается функцией, логарифмическая производная, от которой линейно уменьшается со временем. Закономерности структуры временных профилей сопоставлены с выводами различных моделей источников спайкоподобных всплесков. Рассмотрено влияние корональной турбулентности на временные параметры проходящего импульсного излучения миллисекундной длительности. Показано, что хорошее согласие с данными наблюдений получается при учете обратного воздействия возбужденных волн на анизотропную функцию распределения энергичных частиц (квазилинейной релаксации) в радиоисточнике всплеска.

Работа выполнена при поддержке ФНТП “Астрономия. Фундаментальные космические исследования” (проекты NN 1.5.5.3, 1.5.5.4) и гранта РФФИ N99-02-16914.

Описаны результаты анализа пространственной динамики источника солнечных субсекундных всплесков в дециметровом диапазоне длин волн. Данные о всплесках получены на двухэлементном (2xРТ-7, f = 540 МГц) интерферометре НИРФИ с базой 416 м с использованием специально разработанного коррелятора с миллисекундным (до 0.256 мс) временным разрешением, который позволил отслеживать смещение центра яркости в источнике по изменению фазы интерференционного отклика в ходе развития сложного радиовсплеска. Для наиболее интенсивных пиков многокомпонентного всплеска 02.10.94 точность позиционных измерений составляла 1 - 2''. Показано, что вариации положения центра яркости в ходе интенсивных пиков могут достигать 8'', а линейные скорости видимого перемещения источника – 30000 км/с. Вместе с тем однозначной временной корреляции вариаций фазы (положения источника) и плотности потока отдельных субсекундных компонентов не обнаружено. Установлено, что положения источников некоторых соседних субсекундных пиков в многокомпонентном всплеске заметно отличаются друг от друга и эта разница может достигать 3-8'' для пиков, разделенных временем 0.3 - 0.5 с.

Работа выполнена при поддержке ФНТП “Астрономия. Фундаментальные космические исследования” (проект N 1.5.5.4) и гранта РФФИ N99-02-16914.

Изучение комплекса данных по фоновым всплескам позволило определить параметры плазмы в окрестности ССИ, сделать ряд выводов о механизмах их генерации, а также указать на некоторые особенности источников нетепловых электронов в солнечных вспышках.

Дано описание временных и пространственных характеристик двух десятков событий с субсекундными импульсами, зарегистрированных радиогелиографом Нобеяма. Детально проанализированы три события, которые одновременно наблюдались с временным разрешением 64 мс рентгеновским спектрометром BATSE/CGRO. Сделан вывод, что в двух случаях, когда высока корреляция между временными профилями микроволнового и рентгеновского излучений, субсекундные импульсы генерируются прямо высыпающимися электронами в основаниях вспышечных магнитных петель. В одном случае, с низкой корреляцией, обосновано предположение о плазменном механизме генерации субсекундной временной структуры на 17 ГГц.

Это может происходить под действием всплывающего магнитного потока сминающего остатки старого магнитного поля и части нового, вышедшего в первые дни развития группы. Наиболее сильное дробление поля F отмечено во время быстрого роста лидера группы.

Развита теория переходного процесса от статического высокотемпературного состояния корональной простой магнитной аркады к динамической структуре холодного протуберанца, построена физическая модель процесса формирования протуберанца. Установлено, что переходный процесс, возникающий после потери высокотемпературного теплового равновесия в определенном высотном диапазоне арок, можно разбить на две стадии. На первой стадии вблизи вершин неравновесных арок формируется узкая область охлаждения плазмы, в которой температура в течение этой стадии падает на два порядка, а плотность сильно возрастает. Под действием силы тяжести избыточной масс, накапливающейся в области охлаждения, при определенных условиях могут образовываться магнитные ямки. При таком развитии переходного процесса на второй стадии происходит формирование протуберанца, располагающегося вблизи вершин неравновесных арок между двумя фронтами тепловых волн охлаждения, которые отделяют холодное вещество протуберанца от горячей корональной плазмы.

Результаты исследования показывают, что со вспышками связаны явления значительно превосходящие по масштабам размеры активных областей. Характер и масштабы активизации тонкой структуры позволяют по-новому интерпретировать процессы, предшествующие солнечной вспышке.

Обзоp составлен с использованием матеpиалов конфеpенции “Солнечный ветеp 9”. Обсуждаются следующие вопpосы: фоpмиpование солнечного ветpа в атмосфеpе Солнца; стpуктуpа и динамика внутpенней гелиосфеpы; кpупномасштабная оpганизация плазмы и полей в межплаентном пpостpанстве; внешняя гелиосфеpа и взаимодействие с межзвездной сpедой; мелкомасштабные и нестационарные пpоцессы; кинетика и явления пеpеноса в околосолнечной сpеде; долговpеменные изменения в солнечном ветpе. Основное внимание уделяется достижениям последних лет, а также пеpспективам исследования pазномасштабных стpуктуpных элементов и их взаимосвязей в неодноpодной и нестационаpной гелиосфеpе.

Солнечная активность проявляется в виде волны (скажем, волны солнечных пятен), распространяющейся от средних широт к экватору. Считается, что эта волна порождена действием механизма динамо средних магнитных полей, в связи с чем волна и называется динамо-волной. Оказывается, что этот механизм генерации устроен таким образом, что уже при самых простых распределениях источников генерации (спиральности и градиента угловой скорости) он порождает несколько слабых дополнительных волн магнитного поля. Одна из этих волн распространяется от средних широт к полюсу и, возможно, должна быть отождествлена с волной, наблюдаемой по факелам. По достижении полюса эта волна отражается от него и образует еще более слабую волну, распространяющуюся к экватору и при этом быстро затухающую. Основная динамо-волна по достижении экватора слегка переваливает экватор и (также быстро затухая) продолжает свое распространение по противоположному полушарию к полюсу. Не исключено, что следы такой волны видны на односторонних баттерфляй диаграммах, построенных по архивным наблюдениям, относящимся к самому концу минимума Маундера. Для всех указанных дополнительных волн можно ожидать появления зон перемежающейся полярности. Не исключено, что зоны перемежающейся полярности (нарушения закона полярности Хейла) могут возникать и в основной динамо-волне на звездах с более эффективной работой механизма динамо, чем на Солнце.

Анализируются и иллюстрируются примерами методы построения карт магнитных полей в короне на основе анализа радио изображений Солнца, получаемых ежедневно (8часов в день) на радиогелиографе Нобеяма с двумерным разрешением около 10 угловых секунд. Для информации о спектральных параметрах активных областей радио карты Нобеяма сопоставляются с данными Панорамного анализатора спектра на РАТАН-600. Применены три метода анализа трёхмерной структуры АО: (1) по спектру интенсивности и поляризации тормозного и магнитно-тормозного излучения на уровнях от хромосферы до нижней короны, (2) по наблюдениям магнитосферы АО под разными углами, меняющимися за счёт вращения Солнца, (3) по анализу инверсии знака круговой поляризации в областях поперечных магнитных полей. В случае наблюдения излучения тормозного теплового излучения низкая поляризация потребовала применения нестандартных методов обработки наблюдений с большим усреднением по времени для повышения чувствительности радио гелиографа. Для модельного рассмотрения трёхмерной структуры поля использовались также оптические наблюдения фотосферных полей с последующей экстраполяцией их в корону, Сравнение результатов с данными радионаблюдений позволяет корректировать результаты такой экстраполяции.

Рассматриваются взаимодействия вспышечных ударных волн с границами неоднородностей плазмы в короне Солнца. Эти границы предоставляются в рамках магнитогидродинамической модели как стационарными тангенциальными, так и контактными разрывами. Указывается на возможность возникновения преломленной медленной ударной волны внутри разреженной полости коронального стримера и в магнитном облаке при определенном угле взаимодействия.

Показывается значительное влияние динамического давления нелинейных магнитогидродинамических волн квазиударного типа на плотные плазмоиды, неоднократно наблюдаемые в короне Солнца.

Изучаются всплески длинноволнового радиоизлучения , распространяющиеся в короне и околосолнечном пространстве по данным наблюдений со спутников. Оценивается скорость распространения для всплесков III типа (V = 0,5--0,6 км/с) и запаздывание всплесков типа SA относительно взрывной фазы вспышки. Для ряда событий анализируется связь километровых всплесков с моментами генерации и мощностью всплесков жесткого рентгеновского излучения.

Во время полного солнечного затмения 28 июля 1851 г. были получены первые фотоснимки (дагерротипы) солнечной короны. Этот момент можно считать началом эры научных исследований солнечной короны. Представлен краткий историко-аналитический обзор наиболее важных затменных наблюдений короны за почти 150 лет, начиная с 1851 г.

На основе интерферограмм, полученных во время полного солнечного затмения 22 июля 1990 г., проводятся исследования профилей красной корональной линии. Обсуждается вопрос о существовании доплеровских скоростей в короне.

Фотографии Солнца в различных спектральных диапазонах, а также картины солнечных магнитных полей, оперативно распространяемые через Интернет, являются в настоящее время основой большого числа работ по гелиофизике, в особенности, связанных с процессами в солнечной короне. К сожалению, во многих случаях получаемая информация используется лишь на качественном или полуколичественном уровне, что связано с определенными сложностями при переходе от графических изображений (например, в формате “.gif”) к точной цифровой информации.

Для решения этой проблемы нами было разработано свободно распространяемое программное обеспечение, позволяющее переводить получаемые из Интернет графические файлы в числовые массивы в бинарном или ASCII-формате, которые затем могут быть легко обработаны либо с помощью специально написанных программ на языках высокого уровня, либо с использованием математических пакетов общего назначения. Примеры преобразований, которые могут быть выполнены над изображениями, а также их последующей обработки представлены в докладе.

Ранее показано, что формирование и распространение корональных выбросов массы (КВМ) в хромосфере и нижней короне Солнца сопровождается различными нестационарными явлениями в радиодиапазоне [1]. В большинстве рассмотренных событий наблюдаются всплески типов GRF и C в см и дм диапазоне, шумовые бури NS и их вариации в метровом диапазоне длин волн. Из рассмотренных 38 двухчасовых интервалов только в 3-х случаях не наблюдалось указанных явлений. Рассмотрена совокупность результатов более чем 50-ти двухчасовых интервалов наблюдений Солнца при наличии активности в см, дм и метровом диапазонах длин волн (РАС НИРФИ "Зименки"), по истечению которых не зарегистрированы КВМ по наблюдениям SMM (1980, 1984-89 гг.). Предложен алгоритм определения КВМ по радио данным, учитывающий совокупность всех наблюдаемых нестационарных явлений. Построена таблица сопряженности, отражающая вероятность такого прогноза. Обсуждаются ограничения предложенного алгоритма.

Литература

1. Дурасова М.С., Фридман В.М., Шейнер О.А. Явления в радиодиапазоне, предшествующие регистрации вспышечных корональных выбросов массы, по данным станции Зименки. VII Симпозиум по физике солнечно-земных связей.Тезисы докладов. Москва, Современный писатель, 1998, С. 18.

Сопоставлены распределения поляризационной яркости белой короны по данным коронографа Mark III (MLSO) и рассчитанные магнитные конфигурации в короне (потенциальное приближение) между соседними корональными дырами (или связанными открытыми магнитными трубками) с одинаковой полярностью поля. Показано, что в этих областях короны, ранее названными авторами “цепочками стримеров”, магнитные структуры в меридиональных и азимутальных сечениях имеют характерный вид шлемовидных стримеров. Рассчитанные конфигурации магнитного поля под "шлемами" цепочек стримеров имеют четное число примыкающих друг к другу арочных систем (в отличие от структуры пояса стримеров с нейтральной линией, где их нечетное число). Высота вершины шлема цепочек стримеров, оставаясь меньше высоты поверхности источника, меняется вдоль длины цепочки и достигает максимальных значений на концах цепочки.

Проблема связи корональных структур с фотосферными магнитными полями была и остается весьма актуальной. В настоящей работе она рассматривается применительно к наблюдениям полного солнечного затмения, выполненным 09.03.1997 г на станции ‘Ерофей Павлович’. При этом данные о распределении магнитных полей получены на основе наблюдений крупномасштабных магнитных полей (КМП) на телескопе СТОП в Саянской обсерватории. Расчет магнитных полей в короне выполнен в потенциальном приближении. Продемонстрирована возможность использования Саянских магнитограмм КМП для подобного рода задач.

Радиоволокна первого типа лежат на низких гелиографических широтах. Центральной частью их структуры является собственно темное волокно шириной около 1 мин. дуги и яркостной температурой 5-12 тыс.К. Темное волокно проецируется на фотосферную линию инверсии. Параллельно центральному волокну располагаются достаточно яркие полосы, имеющие примерно ту же ширину. Они проецируются на линию, связывающую холмы магнитного поля и их яркостная температура достигает 50 тыс.К. Простое соответствие ярких радиополос тепловому излучению флоккульных площадок не представляется убедительным, - радиополосы могут отсутствовать при наличии ярких флоккулов.

Радиоволокна второго типа состоят из одного темного волокна и наблюдаются преимущественно на высоких широтах. При выходе на лимб эти радиоволокна часто наблюдаются в виде петельных уярчений на фоне неба в отличие от волокон первого типа, которым на лимбе соответствует уярчение (радиопротуберанец) по всей длине начинающееся непосредственно с поверхности Солнца.

Рассмотрены результаты измерений солнечного ультрафиолетового излучения на ИСЗ, проводившиеся радиометром СУФР в течение последних трех минимумов активности, в эпохи, близкие к минимальной активности, а также доступные длительные ряды наблюдений в линии Лайман-альфа (121.6 нм). Показано, что в пределах точности прямых измерений потоки излучения в области длин волн короче 130 нм близки между собой и статистически значимые долговременные тренды отсутствуют. Аналогичный вывод оказывается возможным сделать исходя из анализа циклических вариаций “ультрафиолетового” индекса активности, получаемого по данным многолетних измерений критических частот Е-слоя ионосферы на мировой сети станций.

Рассчитаны профили избранных линий водорода, излучаемых протуберанцем, моделируемым бесконечным цилиндром, расположенным перпендикулярно поверхности Солнца. Изучено влияние вращения, сжатия и расширения протуберанца на профили и интенсивности излучаемых им водородных линий для линейных и квадратичных зависимостей параметров скорости от расстояния до оси цилиндра.

Профили линий получены в результате решения уравнений стационарности и переноса излучения 5-уровенного с континуумом атома водорода в изотермической и изобарической среде протуберанца для полного перераспределения по частоте в линиях (аналогично Heinzel, Rompolt 1987, но в другой геометрии). Расчет проведен методом Монте-Карло, впервые предложенным C.Bernes(1979). Сходимость метода Bernes в случае больших оптических толщин улучшена за счет предобусловливания соответствующих членов в уравнениях стационарности, как в стандартных методиках расщепления L -оператора.

Отмечается, что часто применяемая методика разложения спектральной линии на сумму гауссиан не учитывает возможных дифференциальных движений в исследуемом объекте, и что ее применение в каждом отдельном случае нуждается в обосновании.

Изучаются движения в эруптивных протуберанцах, наблюдаемых спектральными методами. Получены оценки физических параметров плазмы: температуры, лучевой радиальной и турбулентной скорости, концентрации нейтральных атомов и электронов, причем учитывается система сложных движений по лучу зрения.

В ряде случаев движение протуберанца с медленной скоростью не сопровождается всплесками мягкого рентгеновского излучения. Напротив, высокоскоростные выбросы, особенно мощные, сопровождаются рентгеновскими всплесками. Анализируется связь исследуемых нами эруптивных протуберанцев с появлением корональных транзиентов.

Существует несколько типов инструментов для измерения вектора магнитного поля, использующих эффект Зеемана: магнитографы Бэбкокка, фурье-магнитографы и т.д. Данные, полученные на инструментах различных типов, существенно отличаются друг от друга. По-видимому, несовпадения обусловлены различием алгоритмов определения компонент магнитного поля, использующих поляризационные свойства солнечных линий.

В настоящей работе выполнено сравнение алгоритмов, соответствующих разным типам инструментов. Особое внимание уделено свойствам алгоритмов в случае неоднородного магнитного поля.

ССРТ оснащен двумя приемными системами, которые могут работать в различных режимах наблюдений. Возможные режимы наблюдений:

1. двухмерное картографирование - полные радиоизображения Солнца с временным разрешением от 3 минут до 1 часа; - изображения всплесков (размер области порядка 2х2 угловые минуты) с временным разрешением до 20 секунд.

2. одномерные распределения радиояркости по двум координатам - стандартный режим с временным разрешением от 2 до 15 минут; - патруль всплесков с временным разрешением до 14 мсек; - измерения наклона спектра излучения во время всплесков в полосе порядка 2%.

Используемые методы наблюдений и обработки информации позволяют:

• выравнивать амплитудно-частотные характеристики антенно-фидерного тракта и приемного устройства;
• проводить относительную калибровку;
• осуществлять одновременную регистрацию двухмерных изображений и одномерных распределений радиояркости с высоким временным разрешением на одном приемном устройстве;
• проводить абсолютные калибровки по Луне и квазару 3С273.

Приводятся характеристики некоторых всплесков радиоизлучения Солнца, наблюдаемые на ССРТ (5.7 ГГц) в двумерном режиме. Анализируются явления со сложной пространственно-временной структурой, а также отдельные спайки.

Центр яркости рассматриваемых всплесков быстро смещаются на большие расстояния (до 30 - 40 угловых секунд). При наблюдениях всплесков на диске часто отмечаются вспыхивающие арки длиной до 2 - 4 угловых минут. У лимбовых всплесков наблюдаются смещения и по высоте. Сопоставление с быстрыми процессами, наблюдаемыми в мягком рентгене, показывает не только соответствие времени и координат этих явлений, но и дает дополнительную информацию. Например, при всплесках на лимбе усиления радиояркости наблюдаются вблизи вершин быстро поднимающихся петель в рентгеновском диапазоне.

Приводятся данные наблюдений некоторых спайков. При этом внимание обращено на пространственное положение спайков относительно основного всплеска (или локального источника), а также на быстрые перемещения источника спайка на расстояния до 40 угловых секунд.

Архив данных ССРТ включает в себя как исходные данные наблюдений, так и некоторые результаты их обработки. Физически архив ССРТ - это набор CD и твердые копии. Исходные данные наблюдений на ССРТ это:

Для ориентации в архиве ССРТ и по данным архива ССРТ ведутся базы. Статистический анализ в частности базы радиоисточников приводит к любопытным результатам.

В Радиоастрономической обсерватории Института солнечно-земной физики создан акустооптический спектрорадиополяриметр метрового диапазона 120-200 Мгц, который планируется использовать для наблюдений спорадического радиоизлучения Солнца. В качестве приемной антенны применяется логопериодическая решетка, состоящая из двух ортогональных антенных структур. Сигнал обрабатывается спектроанализатором MORS-2, который позволяет регистрировать до 1862 частотных каналов обеих поляризаций в исследуемом диапазоне длин волн с временным разрешением до 10 мс. В докладе подробно рассматривается структурная схема устройства, обсуждается возможное место проведения наблюдений с точки зрения уменьшения влияния искусственных помех.

Разработана система регистрации и первичной обработки радиоспектров, получаемых на спектрорадиополяриметре метрового диапазона Радиоастрономической обсерватории Института солнечно-земной физики. В докладе рассмотрены принципы сбора информации о работе системы регистрации, построения программного обеспечения, временной привязки через Internet, режима патруля вспышечных событий, разработанные форматы данных. После начала регулярных наблюдений их результаты планируется размещать на локальном сервере в Internet.

Литература

Выполнен анализ спектрограмм и Ha - фильтрограмм с целью поиска возможных наблюдаемых следствий магнитного пересоединения в токовых слоях. На спектрограммах выявлен класс деталей, которые могут быть следствием выброса плазмы из токового слоя. Эти детали наблюдаются как тонкие протяженные струи в красном и фиолетовом крыльях линии Ha . Распределение интенсивности в них хорошо описывается в рамках модели противоположно направленных потоковых течений с градиентом скорости.

Рассмотрена задача образования линии Ha в результате взаимодействия частиц, вылетающих с торцов токового слоя, с окружающей плазмой. Вычисленные профили линии Ha сравниваются с наблюдаемыми.

В данной работе представлены новые зависимости между временными профилями степени поляризации и плотности потока микроволновых всплесков, зарегистрированных с высокой чувствительностью (0.5 есп) и временным разрешением (60 мс). Показано, что наряду с плавной компонентой степени поляризации, уровень которой (20-30%) устанавливается в самом начале всплеска, существует импульсная компонента с секундными и субсекундными вариациями степени круговой поляризации заметно меньшей амплитуды (2-5%). Субсекундные вариации хорошо коррелируют с субсекундными изменениями плотности потока. Быстрые вариации степени поляризации с временным масштабом > 1 с. обнаруживают отрицательную корреляцию с плотностью потока; вместе с тем минимумы степени поляризации достигаются раньше максимумов плотности потока. В одном из событий на частоте 7 ГГц обнаружена инверсия знака поляризации для двух пиков секундной длительности; оба пика были почти 100% поляризованы. Обсуждены возможные причины появления тонкой структуры в поляризации микроволнового излучения вспышек и значение обнаруженных закономерностей для диагностики вспышечного энерговыделения.

Такой вывод противоречит стандартной модели Солнца. В его пользу, однако, говорит то, что быстровращающиеся планеты и часть астероидов стремятся вращаться в резонансе с периодом 160 мин. Причиной может быть взаимодействие магнитного поля Солнца с телами Солнечной системы посредством, например, МГД-волн, распространяющихся от Солнца (особенно вблизи гелиосферного токового слоя) с квази-периодами 10 мин - 1 сут, сравнимыми со временами корональных выбросов массы. Сделан вывод, что 160-минутная периодичность играла существенную роль при формировании распределения скоростей вращения тел Солнечной системы, что и представляет проблему для космогонии и исследований Солнечной системы.

Литература

Данные, полученные от прибора, позволят провести исследование явлений, связанных с солнечной активностью, структурой и динамикой солнечной короны. Предполагается также исследовать корреляции между корональным излучением в измеряемом ультрафиолетовом диапазоне и радиоизлучением на частоте 2800МГц.

Многоканальный монитор “УФИ-ФОКА” предназначен для работы в составе комплекса научной аппаратуры спутника “КОРОНАС-ФОТОН”. Планируемая продолжительность эксперимента с использованием прибора - более 1 года.

В эксперименте “ИРИС” на станции “КОРОНАС-И” получены данные о спектральных и временных характеристиках рентгеновского излучения солнечных вспышек, наблюдавшихся в период с марта по июнь 1994 г. Время проведения эксперимента пришлось на период минимума солнечной активности, поэтому количество наблюдавшихся вспышек невелико. В период с марта по июнь 1994 г. в переданной нам телеметрической информации ( в общей сложности, после исключения времени пребывания станции в радиационных поясах и в тени Земли, примерно за 600 часов наблюдений ) зарегистрирована 21 вспышка. Большинство из этих вспышек наблюдалось только в мягком рентгеновском диапазоне. Наиболее интересными оказались вспышки, зарегистрированные 5 марта и 22 апреля 1994 г.

На основе полученных данных в рамках тепловой модели рассчитаны физические параметры источника излучения. Наиболее интересными оказались вспышки, зарегистрированные 5 марта и 22 апреля 1994 г. Во вспышке 5 марта наблюдалось многократное энерговыделение. Вспышка 22 апреля сопровождалась десятисекундным всплеском жесткого рентгеновского излучения (вплоть до энергий ~100 кэВ ) и имела своеобразную динамику изменения параметров источника рентгеновского излучения. В этом событии, в отличие от большинства наблюдавшихся вспышек, рост потока рентгеновского излучения происходил не за счет увеличения меры эмиссии, а в результате дополнительного нагрева центральной области, что указывает на возможную термоизоляцию излучающего ядра вспышки. Полученные с помощью аппаратуры “ИРИС” результаты хорошо согласуются с рентгеновскими изображениями, полученными на спутнике YOHKOH.

В ходе проведения эксперимента показано, что аппаратура “ИРИС” обеспечивает решение поставленных задач и может успешно использоваться для патрульных измерений характеристик рентгеновского излучения Солнца.

Используя наблюдения, проведенные на Сибирском солнечном радиотелескопе (ССРТ), были исследованы четыре средне- и низкоширотные корональные дыры, которые проявлялись как области пониженной интенсивности излучения на фоне спокойного Солнца, полностью или фрагментарно совпадающие с дырами в ультрафиолетовом излучении. Неустойчивость проявлений корональных дыр может быть объяснена различием электронной концентрации и температуры в разных дырах или разных участках дыры. Проведенные оценки показали, что наиболее сильно влияние этих параметров проявляется в диапазоне 2-5 см, где в зависимости от значений электронной концентрации и температуры корональные дыры могут либо не выделяться на фоне спокойного Солнца, либо выделяться и как области пониженной и как области повышенной интенсивности микроволнового излучения.

По данным спутниковых коронографов белого света P78-1/SOLWIND, SMM C/P, SOHO/LASCO анализируются корональные выбросы массы (КВМ), а также проявления крупномасштабной активности в мягком рентгеновском (Yohkoh/SXT) и крайнем ультрафиолетовом (SOHO/EIT) диапазонах, сопровождаемые наземными возрастаниями (GLE) солнечных космических лучей (СКЛ), зарегистрированными на высокогорном нейтронном мониторе станции Алма-Ата. Обнаружено, что КВМ происходили почти во всех рассматриваемых GLE-событиях, для которых имеются соответствующие данные наблюдений в белом свете. При этом существенно, что даже на сравнительно небольших удалениях от Солнца КВМ имеют размеры, намного превышающие размеры оптических вспышек и активных областей, с которыми обычно отождествляются источники ускорения частиц. В частности, довольно типична ситуация, когда соответствующая вспышка локализуется вблизи одного из оснований крупного петлеобразного КВМ в северной или южной полусфере Солнца, в то время как другая, иногда гораздо более яркая и развитая нога КВМ, опирается на удаленный район в противоположной полусфере. На такой масштаб активности в GLE-событиях указывают и светящиеся трансэкваториальные структуры на рентгеновских и УФ гелиограммах. Сделано заключение, что активность, сопровождаемая GLE-событиями, обычно имеет крупномасштабный характер и, помимо соответствующих активных областей, затрагивает весьма протяженные структуры глобальной солнечной магнитосферы. Это может сказываться на условиях выхода и распространения высокоэнергичных частиц, ускоряемых во вспышках, а также на процессах ускорения частиц в постэруптивных (т.е. инициируемых КВМ) токовых слоях и корональных ударных волнах.

Наблюдение резонансных линий в УФ, оптические и рентгеновские изображения свидетельствуют о присутствии фрагментированных пучков ускоренных электронов в солнечных вспышках. То же самое следует и из последних результатов, полученных со спутника Yohkoh для касповых вспышек. Обычно перенос энергии пучком таких частиц рассматривается в приближении кулоновских столкновений. Очевидно, что функция распределения пучка электронов в импульсном пространстве будет иметь положительную производную, что и приводит к не устойчивостям таких распределений на временах порядка инкремента. Одной из них является неустойчивость, связанная с генерацией ленгмюровских волн. Хорошо известно что, нелинейное рассеяние ленгмюровских плазмонов частицами фоновой плазмы замедляет процесса релаксации пучка по сравнению со случаем квазилинейной релаксации.

Вычислен спектр ряда 27-дневных значений модуля межпланетного магнитного поля (1В1 ММП), подготовленный на основе измерений ММП космическими аппаратами в 1963-1997 гг. в солнечном ветре, методом глобального минимума - нелинейным методом спектрального анализа. Детерминированная часть спектра представлена статистически значимыми спектральными пиками с доверительным уровнем 0.998. Особенностью спектра является наличие двух, впервые определенных, нестационарных гармоник (амплитуды и фазы которых изменяются во времени) в короткопериодической части спектра с Т=1.32 г. и Т=141.6 д. Проведено сравнение короткопериодической части спектра ММП с Т=1.32 года, Т=141.6 дней, Т=151.3 дней, Т=136.5 дней с результатами спектрального анализа этих периодичностей другими авторами. Показано, что поведение так называемых исчезающих периодичностей с Т=1.32 г и Т~150 дн., обнаруженных ранее в различных индексах солнечной активности, солнечного ветра и ММП, связано с относительно короткими рядами данных, недостаточной разрешающей способностью используемых авторами методов и нестационарной природой этих колебаний Показано, что зафиксированная ранее в солнечных данных и ММП периодичность с Т~150 дн. имеет сложную структуру, где три мощных спектральных пика (один из которых нестационарен) находятся в непосредственной близости, что создает трудность в определении ее периода обычными спектральными методами. Учитывая наличие корреляции 1В1 ММП с индексом солнечной активности пятен W, проведено сравнение длиннопериодической части спектра ММП и W (1700-1998 гг.). Показана связь между циклами солнечной активности и периодами в ММП на орбите Земли, как в короткопериодической, так и длиннопериодической частях спектра, что предполагает распространение солнечных периодических изменений в межпланетной среде до орбиты Земли. Сравнительный анализ указывает на связь длинных и коротких нестационарных циклов ММП (и соответственно солнечной активности), что является аргументом в пользу гипотезы о единой физической природе короткопериодической и длиннопериодической составляющих спектра.

Для расчетов спектров солнечной активности и геомагнитного поля используется ряд чисел Вольфа W (1700-1998 гг.) и самый длинный ряд геомагнитных измерений на Земле (обсерватория Хартланд, 1810-1995 гг., D-компонента), а также метод нелинейного спектрального анализа, названный методом глобального минимума (МГМ). Вычислен также МГМ спектр ряда 27-дневных значений модуля межпланетного магнитного поля (ММП), подготовленный на основе измерений ММП космическими аппаратами в 1963-1997 гг. в солнечном ветре. Для сравнительного анализа используется спектр аномалий глобальной температуры, полученный SSR-методом другими авторами. Сравнительный анализ спектров среднегодовых значений W (которые являются мерой межпланетных магнитных полей, выносимых на орбиту Земли), и геомагнитного поля показывает, что все приведенные пики в спектре геомагнитного поля находятся на периодах, которые (с точностью до ошибки определения Т) совпадают с солнечными периодами. Однако, гармоники солнечного спектра, которые имеют аналог в геомагнитном спектре, не являются, самыми мощными. Проведено сравнение рассчитанного спектра геомагнитных вариаций со спектрами аномалий глобальной температуры. Показано, что (с точностью до ошибок в определении периодов различными методами) все статистически значимые (с доверительным уровнем 99.8%) периоды геомагнитного поля совпадают с периодами спектра температуры в полученном авторами диапазоне Т. Спектр ММП содержит те же периоды, что и рассмотренные спектры в анализируемом диапазоне Т. Анализ демонстрирует, что ММП, геомагнитное поле и глобальная температура, а также ряд других геофизические явлений чувствительны к одним и тем же, не самым мощным, линиям солнечного спектра W, что указывает на резонансную природу механизма, контролирующего изменения этих явлений. Поскольку общим механизмом, ответственным за столь разные явления, может быть воздействие планет, приводится анализ полученных периодов в спектрах с периодами приливного воздействия планет. Для анализа используются результаты [1], где приводятся формулы для приливной силы (связанной с силовым воздействием планет солнечной системы), при выводе которой учитывалась как невозмущенная кеплеровская часть, так и возмущенная,. Для интерпретации полученных периодов используются также соотношения, полученные в теории параметрического резонанса. В частности, обнаруженный нами в геомагнитном поле Т=86 л. (и его 20 гармоник), известный в солнечной физике как цикл Глайсберга, может быть связан с влиянием приливной силы, вызванной силовым воздействием Нептуна. Период Т=56 л. в нашем спектре D, известный как цикл Фрица в W и полярных сияниях, может быть результатом приливной силы, обусловленной системой Нептун-Уран. Период Т=45 л. в анализируемых спектрах может быть интерпретирован как результат приливного воздействия системы Сатурн-Нептун. Обнаруженный период лунного перигея с Т=8.86 л. в спектрах указывает на важную роль приливных сил, вызываемых гравитационным взаимодействием Солнца и Луны при разработке моделей главного магнитного поля Земли, детерминированная часть спектра которого полностью определяется внешним воздействием (что не исключает наличия собственных колебаний на этих же периодах). Другие статистически значимые линии в спектрах интерпретируются в рамках изложенного подхода и обсуждаются.

Литература

1. Авсюк, Ю. Н. Приливные силы и природные процессы, Москва, РАН, 1996.

Большая часть наших сведений о физической природе солнечной короны получена из множества научных экспедиционных экспериментов, проводимых во время полных солнечных затмений. Однако, многочисленные методы наблюдения короны, в большинстве случаев, очень сложны, а их результаты трудно интерпретируемы.

Положительный частотный дрейф, часто наблюдающийся в высокочастотной части всплесков III типа, может быть объяснен уменьшением группового запаздывания сигнала по мере продвижения источника излучения в направлении уменьшения плотности. Этот эффект определяется прежде всего скоростью движения источника излучения и распределением плотности на траектории распространения электромагнитных волн. Зависимость групповой задержки от магнитного поля различна для обыкновенной и необыкновенной мод.

С помощью акустооптического приемника (АОП) ССРТ [1] радиоизображение Солнца строилось последовательно за 4 шага. В каждом анализировалось излучение полоса частот шириной в 28 МГц. Это имело два недостатка: первый - уменьшение чувствительности в два раза, так как регистрация сигналов в каждом частотном канале происходила в течение четверти всего времени, второй - период обновления информации на данной частоте был в четыре раз больше (56 мс вместо 14 мс). Последнее обстоятельство становится существенным при регистрации быстрых процессов типа спайков.

Новый АОП имеет полосу анализа 120 МГц. При этом нет указанных недостатков. Это позволяет большую часть года анализировать полный диск Солнца в пределах одного интерференционного порядка антенной системы ССРТ. АОП состоит 1)из ячейки ТеО2, работающей в диапазоне 100 - 220 МГц (изготовлен в институте автоматики и телеметрии СО РАН), 2)усилителей, 3)управляемого от ПЭВМ аттенюатора 0 - 21 дБ с шагом 3 дБ, 4)ПЗС линейки типа ФПЗС-8л с числом элементов 1024 и 5)10 битового АЦП. Динамический диапазон дефлектора составляет 20 -22 дБ. Регистрируются отдельно суммы синфазных и противофазных сигналов от интерферометров Север-Юг и Восток-Запад. Корреляционные составляющие сигналов, из которых формируются двумерные изображения в интенсивности и в круговой поляризации, извлекаются в ПЭВМ. Управление АОП и первичная обработка информации в реальном времени ведется на двух ПЭВМ, работающих совместно.

Рассматривается метод построения двумерных изображений для радиотелескопа с частотным сканированием. Проводится сравнение с широко используемым методом параллельного апертурного синтеза.

Оцениваются возможности ССРТ как инструмента параллельного апертурного синтеза. Анализируется путь адаптации существующего приемного комплекса ССРТ к работе в режиме апертурного синтеза для повышения временного разрешения. С целью сокращения времени набора необходимых пространственных гармоник предлагается расщепить полосу частот одного из линейных интерферометров ССРТ на ряд отдельных полос. Это дает возможность, используя акустооптический приемник с достаточно широкой полосой, одновременно измерять несколько пространственных гармоник. При этом время, необходимое для набора всех пространственных гармоник изображения, предполагается довести до 10 секунд.

Литература.

Гречнев В.В., Есепкина Н.А., ЗандановВ.Г. и др. “Исследование макета акустооптоэлектронного приемного устройства ССРТ”, Письма в ЖТФ, 1988, т.14, вып.7, 581

В результате анализа наблюдений солнечных затмений 23 сентября 1987 г. и 9 марта 1997 г. исследована тонкая структура короны в спокойных участках и активных областях на Солнце.

По плотности полярных факелов определены среднемесячные распределения источников магнитного поля Солнца в полярных областях в летний период 1994 и 1995 годов. Найдено, что только в бартельсовской системе вращения наблюдаются когерентные структуры распределений в исследуемом интервале времени. Распределения сугубо анизотропные, образующие на полюсах Солнца "магнитные пропеллеры", вращающиеся с бартельсовским периодом. Проведено сопоставление измерений космического аппарата Ulysses параметров межпланетной среды в полярных областях гелиосферы и структуры корональных лучей с наличием подобных структур источников магнитного поля Солнца. Проведены расчеты конфигурации межпланетного магнитного поля в полярных областях гелиосферы в рамках модели с радиальным расширением солнечного ветра конечной проводимости. Моделируемое поле сопоставляется с корональными структурами.

Транс-альфвеновские ударные волны (ТАУВ), т.е. такие, на которых скорость течения переходит через альфвеновскую скорость, неустойчивы по отношению к распаду на несколько разрывных структур. В результате образуется вторичная ТАУВ, которая, в свою очередь, неустойчива. Мы покажем, что эволюция ТАУВ представляет собой колебательный распад, в процессе которого она циклическим образом трансформируется в другую ТАУВ и обратно. Этот вывод остается справедливым не только для столкновительных, но и для бесстолкновительных ударных волн. В последнем случае неустойчивыми оказываются как обычные ТАУВ, на которых альфвеновское число Маха уменьшается, так и аномальные ТАУВ, на которых оно увеличивается. Мы представим результаты численного моделирования колебательного распада в МГД приближении и обсудим наблюдательные следствия этого явления.

В данной работе исследованы соотношение и временная эволюция спектральных индексов относительно слабых импульсных HXR- и микроволновых всплесков. Исследование проведено на основе данных, полученных в 1991-1994 гг. на BATSE/CGRO и OVRO. Частотный диапазон, перекрываемый спектрометром OVRO, составляет 1-18 ГГц. HXR- излучение в большинстве событий превышало уровень фона в дмапазоне от 20 до 200 КэВ.

В докладе обсуждаются различные подходы к объяснению этих результатов. Особое внимание уделено эффекту уплощения микроволнового спектра на высоких частотах (f>fp) по причине а) возможного излома (break-up) спектра ускоренных электронов на высоких энергиях (Silva et al, 1998, Hildebrandt et al., 1998) и б) уплощения энергетического спектра захваченных электронов на низких энергиях из-за кулоновских столкновений (Мельников и Магун, 1996; Melnikov and Magun, 1998).

Исследуется временная задержка реакции тропосферы на циклические 11-летние вариации явлений на Солнце. При этом предполагалось, что циклические вариации на Солнце однозначным образом связаны с изменением величины переменного тороидального магнитного поля, которое аппроксимируется суммой двух синусоид с периодами 21.5 г. и 19.3 г. при отношении амплитуд 2.5 : 1. Показано, что временные изменения определяющего физического параметра тропосферы – глобальной температуры воздуха, – в интервале 1858 – 1980 гг. могут быть следствием воздействия некого параметра солнечного процесса и его производной по времени. В 1982 – 1997 гг. проявляется дополнительный источник воздействия, который приводит к нагреву тропосферы со средней скоростью » 0.012 град/год.

Оказалось, что временные задержки между солнечными вариациями и температурными вблизи Земли составляют от 0.3 г. до 4.8 г. и явно связаны с длительностью прохождения солнечного воздействия в земной атмосфере. Величины временных задержек испытывают квази 17-летние колебания с переменной амплитудой, которая была наибольшей в 1860 – 1910 гг. Источником таких колебаний может быть или переменность какого-либо параметра солнечного ветра или вариации ускорения вращения Земли. Последний упомянутый фактор, вероятнее всего, влияет на амплитуду изменений временной задержки.

В докладе рассматриваются вопросы обеспечения оперативного доступа к информации, получаемой на Сибирском Солнечном радиотелескопе (ССРТ). Данные ССРТ органически входят в совокупность данных мировых центров изучения физики Солнца. В целях решения фундаментальных задач исследования солнечной активности и решения задач прогноза активности Солнца создан информационный web-сервер радиоастрофизической обсерватории на базе Sun Sparcstation 10. Разработано и отлажено программное обеспечение сервера. Обеспечен ftp-доступ к архиву данных солнечной активности, имеется информация о микроволновых всплесках в формате Solar Geophisical Data с 1996г. Ежедневно, программно обновляются данные магнитного поля Земли. Получение данных с радиотелескопа осуществляется через региональный узел Роснет (Улан-Уде) по коммутируемым телефонным линиям. Данная работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ (проект ИВТР N 99-07-90038).

По результатам наблюдений интегрального радиоизлучения Солнца на частоте 2800 МГц Уссурийской обсерватории за период 1990 - 1999 гг. выполнен статистический анализ короткопериодических колебаний потока во время мощных радиовсплесков.

Эти колебания чаще всего появляются после максимума всплеска, раскачка колебаний и их затухание происходят очень резко. Периоды колебаний составляют около 10 секунд.

Представлены результаты анализа ориентации плоскости поляризации солнечной короны по данным затмений 30.06.73 г. (Африка), 3.11.94 г. (Бразилия), 9.03.97г. (Восточная Сибирь), 11.08.99 г. (Болгария). Анализ основан на использовании поляризационных изофот. Показано, что отклонения плоскости поляризации от радиального направления действительно существует для расстояний, больших чем 0.5 RŸ от лимба. Эти отклонения не могут быть объяснены аберрацией рассеиваемых фотонов на движу -щихся электронах короны. Излучение F-короны также не оказывает влияния на эти измерения.

Реальный эффект, по мнению авторов, создается поляризацией неба – "зоревого кольца", т.е. релеевским рассеянием света в земной атмосфере в момент затмения. Построена модель полного излучения короны с учетом неба и указаны положения особых точек тензора поляризации с топологическим индексом – 1/2.

Рассмотрены трехмерные образования в хромосфере и короне Солнца. Показано, что структуры, именуемые в теории катастроф сборками Уитни, наблюдаются в солнечной короне. Такие образования встречаются в протуберанцах. Хорошо известные "шлемы" (или "стримеры") представляют собой сборки гелиосферного плазменного слоя. Выполнены расчеты изофот слоя и степени поляризации излучения в сборке. Произведено сравнение расчетов с данными наблюдений.

Проведен анализ нетеплового уширения наблюдаемых корональных линий на малых расстояниях от Солнца. Из этого анализа следует, что вблизи Солнца нетепловое уширение корональных линий обусловлено альвеновскими волнами.

В рамках МГД приближения рассчитан поток энергии волн, необходимый для формирования солнечного ветра, а также скорость и температура плазмы. В качестве исходных данных используются распределения электронной концентрации и геометрия течения. Проведено сравнение рассчитанной зависимости коэффициента поглощения потока энергии от параметров плазмы с теоретическими зависимостями коэффициента поглощения различных типов волн. Это сравнение показало, что на малых расстояниях от Солнца коэффициент поглощения соответствует диссипации альвеновских волн, а на больших диссипации звуковых волн.

Проведенный анализ позволяет предложить следующую интерпретацию - вблизи Солнца нагрев плазмы солнечного ветра обеспечивается диссипацией альвеновских волн. Их трансформация в звуковые в этой области менее эффективна, чем диссипация. При удалении от Солнца происходит ослабление диссипации альвеновских волн и нагрев плазмы солнечного ветра определяется коэффициентом трансформации альвеновских волн в звуковые. Далее эффективность диссипации звуковых волн уменьшается и когда коэффициент поглощения звуковых волн становится меньше коэффициента трансформации альвеновских волн в звуковые нагрев плазмы начинает определяться коэффициентом поглощения звуковых волн.

Для солнечных вспышек различных классов рассмотрены изменения спектров рентгеновского излучения в области длин волн короче 3 нм. С использованием теоретических представлений о формировании спектров линейчатого и непрерывного излучений в рентгеновской области и эмпирических соотношений для изменения меры эмиссии вспышки в зависимости от температуры получены соотношения между потоками в отдельных спектральных линиях и суммарным потоком в спектральном интервале 0.1-0.8 нм. По данным о радиовсплескаx на различных длинах волн получены соотношения, связывающие амплитуды рентгеновских вспышек с интенсивностью радиовсплесков в различных диапазонах. Соотношения могут быть использованы как модель для расчетов эффектов солнечных вспышек в атмосфере.

Главными характеристиками при проведении современных исследований является пространственное разрешение и чувствительность фотоприемной аппаратуры к измерению световых потоков от элементов (деталей) тонкой структуры, в которых сосредоточено 99% вещества хромосферы и короны.

Анализ методов исследования короны и хромосферы показывает, что, несмотря на мощные диагностические возможности УФ и ИК диапазонов, наблюдения хромосферы и короны в видимом и ближнем ИК-диапазоне (0.3-2.5 мкм) еще долгое время будут являться сильным диагностическим средством при изучении динамики короны, детального исследования профилей корональных линий, спектрополяриметрических исследований. При этом наблюдения в видимом и ближнем ИК-диапазонах выгодно отличаются от наблюдений в других диапазонах, где фотонные потоки существенно ниже.

В этом аспекте создание телескопов-коронографов для наблюдений короны в видимой и ИК-области спектра - является актуальной задачей экспериментальной физики Солнца. В последние годы предпринято ряд попыток разработки т. н. зеркальных коронографов, однако практическое решение проблемы создания крупных зеркальных коронографов является делом будущего. В настоящее время более целесообразным представляется модернизация и доведение до современного уровня наблюдательной техники 53 сантиметровых линзовых коронографов Лио, установленных во многих обсерваториях бывшего СССР и Восточной Европы, расширение его возможностей за счет применения современных фотоприемных устройств и дополнительных оптических систем для одновременного наблюдения в различных хромосферных и корональных линиях. Важным аспектом модернизации коронографа является также реализация его возможностей при синхронных, координированных спектральных наблюдениях короны с поверхности Земли в видимом и ИК диапазонах и в избранных линиях УФ диапазона на космических аппаратах, обеспечивающих измерение электронной температуры и плотности. Поэтому, кроме совершенствования оптической системы коронографа, важно также решить проблему его управления и наведения в заданную точку неба в абсолютной системе координат с секундной, а в дальнейшем субсекундной точностью.

Излагаются результаты работ по разработке новой системы приводов осей коронографа и микропроцессорной системы управления приводами и другими рабочими органами. Приводятся характеристики оптической схемы коронографа и возможности его использования в видимом, ближнем УФ и ИК диапазонах (0.3 - 2.5 мкм) с использованием современных большеформатных ПЗС матриц.

Предлагается объяснение выбросов плазмы из Солнца в межпланетное пространство, которые сопровождают солнечную вспышку. Такие явления были обнаружены аппаратом Yohkoh. Методом численного решения системы МГД уравнений показано, что хромосферное испарение, вызванное вспышкой, приводит к возникновению после вспышечной петли. Хромосферное испарение является следствием высыпания быстрых электронов или/и нагревания плазмы токами Педерсена, замыкающими противоположно направленные продольные токи. Эти продольные токи генерируются во время вспышки в токовом слое холловским электрическим полем. При достаточно мощных источниках разогретой хромосферной плазмы потоки из подножий петли встречаются на ее вершине, образуя сверхзвуковую струю, выбрасываемую из короны. Магнитное поле петли вытягивается вверх струей плазмы, и образуется вертикальный токовый слой. После выброса плазмы в межпланетное пространство вертикальный слой распадается из-за развития МГД и тепловой радиационной не устойчивостей. Энергия, выделяемая в токовом слое при пересоединении, может вызывать нагревание плазмы, сопровождаемое мягким рентгеновским излучением. Характерное время развития вертикального токового слоя и выброса струи плазмы из активной области составляет около 2 мин. Предлагаемый сценарий явления хорошо согласуется с наблюдениями. Численное моделирование всех стадий процесса осуществлялось с помощью программы Пересвет.

Геомагнитная активность контролируется солнечным ветром (СВ) и межпланетным магнитным полем (ММП). Вариации СВ и ММП на орбите Земли отражают в свою очередь крупномасштабную структуру солнечной короны, формируемой магнитными полями на Солнце. В данной работе показано, что наблюдаемая форма солнечной короны тесно связана с полярностью ММП, рекуррентными потоками СВ и соответствующими вариациями геомагнитной активности. Таким образом, исторические данные по геомагнитной активности и снимки Солнца во время затмений представляют собой уникальную возможность восстановления пространственной организации и эволюции солнечных крупномасштабных магнитных полей в прошлом.

Проведен анализ всплесков радиоизлучения по данным станции ”Зименки” за период 1980-1989 гг. Для анализа отобрано несколько десятков событий, когда радиовсплески совпадали с регистрацией корональных выбросов массы (КВМ). Рассматривались частотная и временная структуры всплесков с целью выяснения их устойчивых особенностей. Проведена классификация подобных всплесков по характеру их развития в широком диапазоне см, дм и метровых волн. Показано, что характерным для этих событий в радиодиапазоне является, наряду с наличием широкополосного всплеска большой интенсивности, длительное продолжение активности в основном в дм диапазоне на стадии его спада. Рассматривается связь отобранных радиовсплесков с характеристиками и динамикой КВМ.

Работа выполнена при поддержке ФНТП “Астрономия. Фундаментальные космические исследования” (проекты NN 1.5.5.2, 1.5.5.5, 1.5.4.2).

В работе произведено сопоставление изображения активных областей на Солнце по наблюдением на ССРТ и расчетных модельных изображений, получаемых при восстановлении в корону магнитного поля по фотосферным магнитным полям.

Приводится обсуждение полученных результатов.

ССРТ, обладающий большим информационным потенциалом, существенно увеличил возможности и позволил углубить исследования солнечной активности в короне. Его характеристики и принцип действия обеспечили регистрацию явлений и процессов в нижней короне на фоне всей видимой стороны Солнца всех масштабов: пространственных - от радиодиаметра до деталей структуры атмосферы активных областей, временных - от эволюционных изменений день ото дня до быстрых процессов во время вспышек, энергетических - от слабоконтрастных событий на фоне излучения невозмущенной короны до взрывной фазы вспышек. Независимость наблюдений солнечной короны от погодных условий позволила оптимально регистрировать многие эффекты, ранее недоступные другим методам и средствам наблюдений. К ним следует отнести признаки проникновения в корону и взаимодействия магнитных потоков, накопления энергии и подготовки вспышек, локализация и время первичного энерговыделения во время вспышек и другие пространственно-временные особенности развития различных проявлений солнечной активности.

Исследования поддержаны Министерством науки и новых технологий, РФФИ, ISF, SCOSTEP, INTAS, ESO.

Большинство проявлений солнечной активности весьма эффективно развиваются в солнечной короне. Их регистрация на фоне интенсивного излучения видимой стороны Солнца доступна в наземных условиях лишь в радиоизлучении. Здесь поэтапно достигнуто относительно высокое угловое разрешение и весьма большое быстродействие радиогелиографов. Это позволило регистрировать зарождение активных областей и особенности их пространственно-временного развития, подготовку вспышек и тонкую временную картину их развития до выделения быстрых процессов, отражающих первичное энерговыделение, появление и перенос потоков энергичных электронов и ударных волн. Но все это доступно пока лишь на отдельных уровнях солнечной атмосферы. Даже объединение данных различных диапазонов не позволяет рассматривать развитие процессов непрерывно в пространстве и во времени. Необходим инструмент, позволяющий систематически, независимо от погоды, непрерывно регистрировать зарождение процессов одновременно или последовательно на ряде уровней, т.е. объемную картину с соответствующим быстродействием. Таким требованиям в определенной степени может удовлетворить создание многоволнового радиогелиографа (фактически радиокоронографа) на базе модернизации ССРТ путем повышения его чувствительности и оснащения диапазонными облучателями и усилителями, позволяющими наблюдения на частотах 2.1, 3.9, 7.5 и 9.3 ГГц наряду с рабочей частотой ССРТ в настоящее время - 5.7 ГГц, системой трансформации сигналов новых частот на частоту 5.7 ГГц для передачи их к приемно-регистрирующему комплексу по существующему волноводному тракту. Таким образом используется вся имеющаяся инфраструктура ССРТ без каких-либо изменений или дополнений строительной части. Регистрация в 5 поддиапазонах предполагается последовательной. При времени их обзора 20 мс для регистрации на каждой из них приходится по 4 мс. Это потребует переключения поляризационных модуляторов с периодом 4мс, а опрос сигналов - с интервалом 2 мс. Уменьшение чувствительности в 2,2 раза вследствие последовательной регистрации компенсируется возможностью ее сохранения или даже увеличения путем усреднения, например, до 160 мс. Таким образом, при относительно небольших затратах возможно создать инструмент нового поколения, отвечающий требованиям начала 21 века.

Начало работ поддержано РФФИ.

Описанный механизм способен объяснить с единых позиций и основные особенности эволюции общего магнитного поля Солнца, и глобальные изменения геометрической формы солнечной короны в течение цикла.

Литература

Литература

Модели полярных лучевидных структур должны описывать такие особенности их формирования как причину преимущественного существования полярных щеточек вблизи полюсов Солнца, механизм увеличения плотности плазмы и пространственную фокусировку подобных образований в солнечной короне. В данной работе обсуждается возможный механизм образования полярных корональных лучей под действием циркуляционных движений вещества на уровне фотосферы. Магнитное поле считается вмороженным в плазму под фотосферой Солнца и на расстояниях больших радиуса поверхности источника, т.е. 2- 2.5 R. При этом вращение на уровне фотосферы, будет обеспечивать стягивание силовых линий между поверхностью источника и поверхностью Солнца с точкой перехлеста вблизи поверхности источника. Как следствие, в области короны ниже поверхности источника будет наблюдаться нагрев, увеличение плотности и фокусировка потока плазмы. Причиной таких вихревых движений может быть локальное погружение вещества. Силы Кориолиса, особенно значимые вблизи полюсов, обеспечивают вращение погружающегося потока. Приводятся оценочные расчеты времени существования и скорости вращения вихрей, а также параметров корональной плазмы.

Работа выполнена при поддержке Государственного гранта Ведущие Научные Школы РФ N 961596733.

Литература

Выполнены расчеты стационарного течения солнечного ветра в магнитной конфигурации дипольного типа. Построены численные решения МГД уравнений в осесимметричном случае с дополнительным энергетическим источником в виде альвеновских волн, обеспечивающих усиленный нагрев и ускорение солнечного ветра в областях с открытой конфигурацией магнитного поля, и граничными условиями, заданными в основании короны. Модельные расчеты воспроизводят бимодальную структуру солнечного ветра (комбинацию высокоскоростного униполярного и разреженного потока с низкоскоростным и относительно плотным экваториальным ветром), характерную для наблюдений на Ulysses в течение 1994-1995 гг. Рассчитанные и полученные на Ulysses профили скорости, плотности, температуры и радиального магнитного поля находятся в количественном согласии. В согласии с наблюдениями на Ulysses, результаты расчетов демонстрируют: 1) отсутствие заметного градиента в распределении радиальной компоненты магнитного поля в полярных высокоскоростных потоках солнечного ветра, 2) незначительное возрастание скорости к центру высокоскоростных потоков.

Рассматриваются режимы рассеяния излучения солнечного радиоисточника на флуктуациях диэлектрической проницаемости протяженной корональной плазмы, вращающейся вместе с Солнцем. Приводятся точное и приближенное выражения для спектра временных флуктуаций интенсивности в режиме слабого рассеяния. Частота, на которой спектр испытывает излом, определяется расположением эффективного рассеивающего экрана, если размеры источника не слишком велики. Обсуждается возможность формирования миллисекундных, узкополосных, случайных выбросов интенсивности (спайков) в режиме сильного рассеяния излучения широкополосного микроволнового источника. При этом не является необходимым предположение о кратковременности исходного импульса излучения. Видимые размеры таких спайков могут быть значительными. Однако для формирования сильных спайков необходимы источники, истинные размеры которых весьма малы.

По данным всепогодного мониторинга состояния и изменений солнечной активности в микроволновом излучении нижней короны на фоне солнечного диска, систематически выполняемого на ССРТ, в большом числе активных областей выделены длительно существующие (практически стационарные) источники, ассоциирующиеся с линией инверсии магнитного поля. Свойства этих образований изучены с привлечением данных Nobejama Radioheliograph и Yohkoh/SXT. Они отражают локализацию и процесс накопления энергии, а также стадию подготовки мощных вспышек. В более 70% случаев такие источники предшествуют развитию и даже повторению наиболее энергичных, рентгеновских вспышек. Планируется рассмотрение проявления таких предвестников вспышек в различные фазы солнечного цикла по имеющимся данным ССРТ с целью определения степени и характера связи таких источников со вспышками всех баллов.

Работа поддержана РФФИ.

Исследованы рождения корональных дыр (КД), измеренных в линии Не 10830 А, в период 1990 - 1998 г.г. Для 1998 г. рождение КД изучалось также по данным SOHO/EIT. Обнаружены особенности в распределении возникающих КД на диске Солнца в зависимости от фазы цикла солнечной активности, в частности, появление восточно - западной асимметрии в положениях родившихся дыр относительно центрального меридиана. Сопоставлены свойства двух классов КД: родившихся вблизи активных областей и вдали от них. Выявлены особенности в изменении магнитного поля на поверхности Солнца в пределах площади КД и ее ближайшей окрестности до появления дыры и после. Показано, что в отдельные периоды солнечной активности до ~ 65% родившихся дыр сопровождаются геомагнитными бурями с внезапным началом.

При наблюдениях на горизонтальном солнечном телескопе АЦУ-5 Уссурийской астрофизической обсерватории за период 1980 - 1984 г.г. в ближней ИК области солнечного спектра обнаружены импульсные сигналы с экспоненциальным спадом и поглощения солнечного потока в этой области, связанные с радиовсплесками, поярчаниями и вспышками в Нa , жестким и мягким рентгеновским излучением.

В ряде вспышечных событий за указанный период времени 1980 - 1984 г.г. обнаружены длительные последовательности экспоненциальных импульсов, связанные с радиовсплесками I I I типа, мягким рентгеном и вспышками в Нa . Распределения моментов времени между началами импульсов носят экспоненциальный характер и лучше всего апроксимируются геометрическим распределением, но имеет место и распределение Пуассона.

Предельное время возможного действия когерентного механизма генерации радиоволн пропорционально минимальной энергии электрона и обратно пропорционально фоновой концентрации. Приводятся расчеты соответствующих радиоспектров и предлагаются пути

решения обратной задачи.

Рассмотрена гиросинхротронная неустойчивость умеренно-релятивистских электронов в качестве механизма генерации радиоволн в спайках. Известны трудности интерпретации их длительности, как в рамках плазменной гипотезы, так и при конусной неустойчивости. В данной работе мы, не предполагая наличие ленгмюровской турбулентности в области генерации спайков, объясняем их длительность исходя из независимых данных об области генерации всплеска и простых физических представлений.

Большая яркая эруптивная Нa петля, связанная с активной областью HR No 16419, была наблюдена комплексно на хромосферном телескопе AFR-3 и на малом внезатменном коронографе типа Lio Абастуманской обсерватории 6ноября 1979г. В течение времени развития петли (~4сек) в той же области наблюдались инжекция светящаяся в линии Нa материи, две слабые лимбовые вспышки и корональная конденсация, состоящая из петель излучающих в хромосферных и корональных линиях (Не I и He II, Fe XIV 5303, Fe X 6374, Ca XV 5694 и др.).

Спектры сняты на различных высотах (от 10" до 120"). Измерены и построены распределения яркостей в линиях над активной областью. Измерены лучевые скорости отмеченных образований на различных высотах, оценены скорости движения материи в образованиях и скорость подъема большой Нa петли. Корональные системы, существующие до и втечение наблюденных вспышек, исчезли вслед за исчезновением эруптивной петли.

Нетепловые "турбулентные" скорости для Ha спикул при кинетической температуре ~6000K, примерно 25 км/сек. Полуширина спикул незначительно убывает с высотой, а яркость спикул с высотой падает экспотенциально.

Исследован спектр чисел Вольфа за период 1700-1998 гг., полученный методом глобального минимума, дающего наилучшую в смысле наименьших квадратов аппроксимацию временного ряда данных суммой синусоид с произвольными амплитудой, фазой и частотой. Высокая точность спектра позволила исследовать возможную связь некоторых найденных гармоник с воздействием планет на образование солнечных пятен. Так главная пертурбационная компонента приливной силы, описывающая совместное воздействие Юпитера и Сатурна на Солнце содержит сидерический период Юпитера (11.86 г.) и период 61 г. [1]. Оба эти периода присутствуют в нашем спектре. И если период 11.9 г. давно известен , то период 61 г., по-видимому, получен впервые в спектре чисел Вольфа. Этот же период является одним из самых характерных для ряда Эль-Ниньо и, возможно, указывает на непосредственное воздействие приливных сил планет на Землю. Если предположить, что механизм воздействия приливной силы на процесс образования пятен- это параметрический резонанс, то возможно возбуждение резонансных периодов вида: Тn = 2То/n, где То - период внешнего воздействия. В нашем спектре присутствует 4-компонентная нестационарная гармоника со средним периодом 24 года, которая в пределах бара ошибок совпадает с первой гармоникой параметрического воздействия пары Юпитер-Сатурн с То=11,86 г. и 5-й гармоникой этого воздействия с То=61 г. Нестационарная гармоника с Т=24 г. описывает асимметрию чётно-нечётной пары солнечных циклов и показывает, что система Юпитер-Сатурн вносит в эту асимметрию не меньший вклад, чем знак магнитного поля Солнца. Первая гармоника параметрического воздействия на Солнце пертурбационной компоненты приливной силы пары Венера-Земля имеет период 5,34 г. Этот же период 5,34+0,05 г. имеет в нашем спектре наибольшую амплитуду среди периодов в диапазоне 2 - 8 лет.

Литература

1. Авсюк, Ю. Н. Приливные силы и природные процессы, Москва, РАН, 1996.

Существование короны и солнечного ветра возможно только в присутствии гигантских нетепловых потоков энергии от Солнца, догоняющих гиперзвуковое и гиперальвеновское движение плазмы к границам гелиосферы. Внутренне непротиворечивое самосогласованное совместное описание указанных процессов невозможно в рамках современных плазменных теорий. Главное отличие предлагаемой модели плазмы от принятых сейчас состоит в том, что в ней основные параметры наиболее простого магнитоэлектрогидродинамического описания среды получены в процессе решения обратной задачи, опирающейся на специально разработанную интерпретационную процедуру. В частности, электропроводность плазмы отличается от повсеместно принятой спитцеровской на четырнадцать порядков. Обоснован новый механизм (индукционный), поставляющий энергию, необходимую для нагрева короны и ускорения солнечного ветра. Наблюдаемые квазистационарные "дрожания" меза- и мега-масштабных фотосферных магнитных полей с периодами 0,1 - 4 суток имеют относительную амплитуду порядка 0,3. В короне появляется индукционное электрическое поле. Возбуждаемые им электрические токи обусловливают джоулеву диссипацию энергии. Неравномерный нагрев приводит к ускорению солнечного ветра. В терминах данной модели объяснены основные эмпирические закономерности , связывающие характеристики плазмы, электрических и магнитных полей на Солнце и в межпланетном пространстве, а также созданы специальные вычислительные программы для расчета параметров короны и солнечного ветра, в качестве исходных данных использующие измеренные нестационарные магнитные поля на Солнце.

Решена кинематическая задача о переменных во времени магнитных и электрических полях и токах, создаваемых в радиальном потоке плазмы с конечной электропроводностью, текущем между двумя концентрическими сферами, на которых заданы граничные условия. Данная задача предназначена для моделирования нестационарной короны и солнечного ветра. В частном случае решение сводится к известному решению Паркера-Шаттена. Рассмотрены проблема существования решений, корректность постановки граничных задач и их разрешимость в рамках магнитной электрогидродинамики. Показано, что существуют корректные решения для такой задачи в случае, если на граничных сферах заданы произвольные радиальные магнитные поля и радиальные электрические поля. Попытки задавать трансверсальные компоненты имеют следствием неразрешимость граничных задач в общем случае. Сравнение полученного решения с реально наблюдаемой структурой межпланетного магнитного поля позволяет оценить феноменологическую электропроводность плазмы в солнечном ветре. Наибольшее характерное время релаксации для старших пространственных гармонических компонент полей и токов равно (по порядку величины) половине произведения времени пробега солнечного ветра от Солнца до границы гелиосферы на среднее магнитное число Рейнольдса. Оценки, сделанные для реальной гелиосферы, дают величины порядка 30 лет, что близко к наблюдаемому характерному времени перемагничивания Солнца.

Рассмотрена экспериментальная и логическая обоснованность современных представлений о свойствах и поведении полностью ионизованной космической плазмы. Анализ теорий, которые должны были бы описывать плазму в солнечном ветре и во внутренних районах Солнца, показывает, что существование огромных направленных потоков энергии в реальной плазме делает эти теории неприменимыми. Проанализирован подход Ландау (модель с последовательными соударениями частиц) и подход Власова (модель с одновременным параллельным взаимодействием частиц). Показано, что подход Ландау приводит к основополагающим ошибкам. Рассмотрена иерархическая цепочка уравнений Боголюбова-Борна-Грина-Кирквуда-Ивона (ББГКИ) и обсуждена её расходимость для полностью ионизованной плазмы. Очень быстрая релаксация к максвелловскому распределению имеет место для нейтрального газа благодаря короткодействующему потенциалу взаимодействия между частицами газа (модель твёрдых шаров) - начальная ошибка в прицельном параметре усиливается при каждом столкновении; коэффициент усиления для угловой ошибки равен отношению длины свободного пробега в газе к радиусу молекулы. Но для полностью ионизованной плазмы благодаря дальнодействующему характеру кулоновских сил подобного усиления нет. Соответственно этому, нет и быстрой хаотизации - плазма сохраняет информацию о процессе своего создания. Предложена новая теория, область приложения которой - полностью ионизованная космическая плазма, находящаяся в естественных условиях. Главный объект микроскопической структуры плазмы - резонансные собственные колебания протонов и электронов.

В работе [1] было показано, что регистрации корональных выбросов массы (КВМ) предшествует повышение уровня радиоизлучения, которое может быть связано с формированием КВМ в нижних слоях солнечной атмосферы.

Литература.

1. Шейнер О.А., Дурасова М.С. Изв. ВУЗов Радиофизика, 37, No.7, С.883, 1994.

Методом прогностического фильтра оценены быстрый и замедленный отклики магнитосферы на вариации входных функций солнечного ветра. Быстрый отклик отражает эффект недавней предыстории внешних условий, т.е. управляемых процессов (прямой вход энергии из динамо на открытой магнитопаузе хвоста), а замедленный отклик - эффект давней предыстории, т.е. разгрузочных процессов (реализация накопленной энергии). Интервал недавней предыстории, соответствующий виду фильтров, отражает время, затрачиваемое солнечным ветром на прохождение длины открытого хвоста . Оба типа процессов важны для развития суббури, но различаются по своим проявлениям в конкретном магнитосферном параметре. Вклад быстрого отклика резко доминирует в характеристиках динамо и преобладает в электрическом поле полярной шапки. Для мощностей диссипации и накопления, полного тока в цепи и АЕ-индексов интегральные (за время суббури) вклады двух откликов сравнимы. Dst-вариация обусловлена, в основном, замедленным откликом. Указанный порядок соответствует причинно-следственной иерархии внутримагнитосферных связей. Форма фильтров и соотношение двух откликов изменяются от начальной суббури к последующим. Это указывает на важность внутреннего состояния магнитосферы для развития возмущения и на нелинейность ее отклика на изменения внешних условий.

Работа поддержана грантами РФФИ 95-05-14385, 98-05-65120.