«17 Международная научная конференция “Физика солнечной плазмы и активность Солнца”» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 5 (2016)

Ахтемов З.С. «Сильные вспышки 24-го цикла: энергия и пространственное расположение» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 6-14 (2016)

В 24-м цикле солнечной активности (2009-2015 гг., кэррингтоновские обороты CR 2091-CR 2168) рассмотрены 1512 оптических вспышек, сопровождавшихся рентгеновским излучением мощностью f≥5·10^–6 wm^–2 в диапазоне 1–8 Å. При сравнении характеристик вспышек получено, что на данном промежутке времени S-полусфера Солнца более активна по количеству и мощности вспышек, чем N-полусфера. Зарегистрировано 578 вспышек в N-полусфере и 934 в S-полусфере. Для рассматриваемых нами данных по вспышкам на Солнце (за 5.8 лет наблюдений) можно выделить несколько долготных интервалов с повышенной вспышечной активностью. Они существуют в течение всего промежутка времени оборотов CR 2091-CR 2168. Активные долготы в одной полусфере в это же время c большой вероятностью являются долготами с низкой вспышечной активностью в другой полусфере и наоборот. В одном и том же диапазоне долгот вспышечная активность “непрерывно” наблюдается в течение 5-9 оборотов. За эти 78 оборотов в 24-м цикле такой длительности “непрерывная” вспышечная активность происходила по 2 раза в каждой полусфере. Показано долготное распределение числа вспышек в 22-м, 23-м и 24-м циклах солнечной активности за 37, 68 и 78 оборотов соответственно, а также распределение числа вспышек во времени за 5.8 года 24-го цикла. Наблюдается северо-южная асимметрия в распределении числа вспышек, мощностей вспышек по долготе и квазипериодичность в северо-южной асимметрии распределения числа вспышек во времени.

Бабин А.Н., Барановский Э.А., Коваль А.Н. «Эволюционные характеристики профиля линии H_α в одном из узлов вспышки 2B/X6.9 и полуэмпирические модели вспышечной хромосферы» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 15-23 (2016)

Анализируется эволюция Hα-профилей одного вспышечного узла в течение белой вспышки 9 августа 2011 г. балла 2B/X6.9. В начале импульсной фазы на стадии быстрого роста яркости появляется эмиссионный Hα-профиль с протяженными крыльями, сильной красной асимметрией и центральным обращением, которое исчезает во время максимума потока мягкого рентгеновского излучения. Спектры также показывают наличие сильных, направленных вниз движений в начале импульсной фазы, которые уменьшаются со временем. Эмиссионные крылья Hα-профилей расширены эффектом Штарка. Наблюдается временная корреляция между кривой развития Hα -излучения и временным профилем потока микроволнового излучения. Эти результаты, согласно модели (Кэнфилд и др., 1984), могут указывать на то, что Hα -эмиссия в этом узле является следствием нагрева вспышечной хромосферы потоком нетепловых электронов с последующим усилением давления в короне. Для трех моментов рассчитаны полуэмпирические модели вспышечной хромосферы исследуемого узла на основании наблюдаемых профилей линии Hα с учетом того, что непрерывное излучение у этого узла отсутствует. Получено, что для объяснения наблюдаемых особенностей необходимо предположение о наличии в структуре вспышки субтелескопических элементов с большой интенсивностью линии Hα (до 8–15 единиц непрерывного спектра). Яркие детали вспышки занимают 8–12% общей площади, а остальная часть имеет небольшую яркость. Усредненная картина такой структуры дает профиль линии Hα с протяженными крыльями и близкое к нулю (менее 1%) непрерывное излучение. Асимметрия и смещение профилей линии Hα объясняется наличием лучевых скоростей. В отличие от моделей узлов с непрерывной эмиссией, рассчитанные модели вспышки имеют ту особенность, что здесь нет глубокого (до температурного минимума) прогрева хромосферы, а в верхней хромосфере имеется область большой плотности (log N_h=14–15) толщиной 40–60 км

Барановский Э.А., Степанян Н.Н., Таращук В.П., Штерцер Н.И. «Протяженные и кольцевые волокна и подстилающие их поверхности по наблюдениям в хромосферных и корональных линиях» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 24-29 (2016)

Исследованы физические условия в протяженных и кольцевых волокнах и в их подложках. Между протяженными и кольцевыми волокнами существуют заметные различия в устойчивости их внешнего вида и в средних характеристиках физических условий в них. Протяженные волокна более устойчивы и за время прохождения по диску мало меняют свою структуру не только в хромосфере, но и в короне. То же относится к подложкам протяженных волокон. Из наблюдений волокон в хромосферных и корональных линиях видно, что протяженные волокна часто достигают больших высот, чем кольцевые. Так, все просмотренные протяженные волокна длиной более 40° по долготе или широте (не только приведенные в этой статье) наблюдались в хромосферных и корональных линиях вместе со своими подложками. Часть кольцевых волокон обычно наблюдается в хромосфере, в короне видны только их подложки.

Голубчина О.А. «Идентичность температурных свойств корональной дыры над северным полюсом Солнца 29.03.06 г. и корональных дыр на фоне спокойного Солнца» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 30-35 (2016)

Статья посвящена анализу температурных характеристик полярной, среднеширотных и низкоширотных корональных дыр на Солнце в сантиметровом диапазоне длин волн в периоды минимальной солнечной активности. В работе использованы данные наблюдений полярной корональной дыры, полученные во время солнечного затмения 29.03.06 г. на РАТАН-600 (Голубчина и др., 2011; Голубчина, Коржавин, 2013, 2014). Данные наблюдений среднеширотных, низкоширотных корональных дыр, а также спокойного Солнца были получены на РАТАН-600 и БПР (Большом Пулковском радиотелескопе) и приведены в работах (Боровик др., 1990; Боровик, 1994). Совпадение ряда температурных характеристик сантиметрового радиоизлучения среднеширотных, низкоширотных корональных дыр и полярной корональной дыры над северным полюсом Солнца свидетельствует об идентичности температурных свойств крупных корональных дыр независимо от способа их организации и места расположения на Солнце в период минимальной солнечной активности.

Гопасюк О.С. «Магнитные поля солнечных пятен» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 36-41 (2016)

По данным наблюдений продольного магнитного поля и изображений в континууме одиночных пятен, полученным на Solar Dynamics Observatory (SDO) с инструментом Helioseismic and Magnetic Imager (HMI), проведено исследование структуры магнитного поля одиночных пятен. Были отобраны одиночные пятна, проходившие по диску Солнца с июня 2010 г. по январь 2011 г. Этот период времени приходится на начальную фазу роста 24 цикла активности. Продольная составляющая магнитного поля несет в себе полную информацию о структуре вектора магнитного поля, в том числе и о наклоне магнитной оси пятна. Был выявлен наклон магнитной оси силовых линий магнитного поля одиночного пятна на 1–4° к западу и на 1° к северу. Величина угла наклона оси не зависит от гелиографической широты, на которой находится пятно.

Демченко Б.И., Шестакова Л.И. «Эволюция орбит пылевых частиц в процессе сублимации в F-короне Солнца» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 42-51 (2016)

Проведены расчеты орбитальной эволюции пылевых частиц из вулканического стекла (р-обсидиана), базальта, астросиликата, оливина, пироксена в области сублимации около Солнца. Темп сублимации (испарения) задается температурой нагрева пылевых частиц в зависимости от радиусов пылинок, материала, из которого они состоят, и расстояния до Солнца. Все практически важные параметры, характеризующие взаимодействие сферических пылевых частиц с излучением, рассчитаны по теории Ми. Учитывалось влияние давления радиации и солнечного ветра, а также эффектов торможения Пойнтинга-Робертсона на динамику пыли. Согласно наблюдениям (Шестакова, Демченко, 2016), граница беспылевой зоны для стандартных частиц зодиакального облака находится на расстоянии 7.0–7.6 солнечных радиусов, для кометных частиц 9.1–9.2 солнечных радиуса. Наилучшее согласие с наблюдениями получено для частиц базальта и некоторых видов оливина, пироксена и вулканического стекла.

Малащук В.М., Степанян Н.Н., Борисенко А.В., Файнштейн В.Г., Руденко Г.В., Егоров Я.И. «Вариации характеристик корональных дыр в процессе их эволюции» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 52-66 (2016)

Исследованы вариации характеристик долгоживущих (время существования несколько месяцев) и короткоживущих (время существования несколько дней) корональных дыр (КД) в процессе их эволюции от возникновения до исчезновения. В работе использованы наблюдения Солнца в линии НеI 1083 нм (КрАО РАН), данные SDO (AIA, канал 19.3 нм, HMI, магнитные измерения) и наблюдения на телескопе SOLIS. Получены следующие результаты: 1. Для отдельных КД скорости их возникновения и распада существенно различаются. Для короткоживущих КД время от возникновения до максимума площади может занимать несколько часов. Для долгоживущих КД этот процесс может занимать несколько оборотов Солнца. Изменение яркости КД при их развитии запаздывает по сравнению с изменением площади. Максимум площади наступает раньше, чем минимум яркости. На фоне плавного развития иногда происходит кратковременный рост площади КД за счет ее прироста на границе дыры. 2. Открытость силовых линий нельзя считать безусловной характеристикой КД. При рождении корональной дыры в ней возникают замкнутые силовые линии, замыкающиеся в окружающем пространстве на расстоянии 10–60°. Открытые силовые линии наиболее полно заполняют КД вблизи максимума развития. При распаде корональной дыры замкнутые силовые линии снова становятся преобладающими. Характерным для силовых линий являются выделенные направления, в которых они распространяются. 3. Магнитное поле в КД мало меняется со временем. Так, например, для одной долгоживущей КД среднее за 4 месяца значение модуля продольной составляющей магнитного поля было ≈10³ Гс. Оказалось, что и другие характеристики магнитного поля в этой дыре (модуль магнитной индукции, радиальная и поперечная компоненты поля, а также угол наклона силовых линий поля к радиальному из центра Солнца направлению) также мало меняются со временем.

Шаховская А.Н. «24 сентября 2011 года: две вспышки на Солнце с разными сценариями» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 67-73 (2016)

В сентябре 2011 г. на Солнце по диску проходила активная область NOAA 11302, которая отличалась высокой вспышечной продуктивностью. 24 сентября в этой активной области произошло 5 вспышек рентгеновского балла М и одна балла Х1.9. Две из этих вспышек наблюдались на Крымском коронографе КГ-1, в линии Нα. Вспышки были достаточно близки по времени и по рентгеновскому балу, однако одну из них можно охарактеризовать как компактную, а вторую – как LDE с длительной постэруптивной фазой. Исследуются возможные причины такого отличия.

Минасянц Г.С., Минасянц Т.М., Томозов В.М. «Исследование свойств потоков солнечных ускоренных частиц с помощью их энергетических спектров» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 74-79 (2016)

С помощью энергетических спектров ионов H, He, C, O и Fe исследуется развитие солнечных вспышечных потоков в широком интервале энергии (0.04–287.23) MeV/n с разрешением по времени 1 час. Использовались данные, полученные на различных космических аппаратах. Выявлено существование двух различных стадий в развитии вспышечных потоков: возмущенной и спокойной. Типичной формой энергетических спектров для возмущенной стадии является присутствие искажений в виде дугообразных изгибов. Спокойная стадия потоков характеризуется постепенным уменьшением количества вспышечных частиц со спектрами энергии в виде гладких кривых. Обнаружено несколько случаев присутствия резких изломов в спектрах энергии ионов в области энергии 1.5–2.5 MeV. Установлено, что такое поведение энергетических спектров связано с влиянием усиленных потоков протонов с энергиями >60 MeV/n и интенсивностью более 10² p/(cm²s sr), ускоренных ударными волнами коронального выброса. С помощью энергетических спектров в семи интервалах энергии со средними значениями от 0.06 до 75.69 MeV/n определены отношения Fe/O для импульсных событий, явлений солнечных космических лучей и длительных потоков ускоренных частиц. На основе сравнения моделей разных процессов ускорения частиц, а также с учетом влияния FIP-эффекта, представлено качественное объяснение поведения Fe/O с энергией ионов рассмотренных классов событий.

Минасянц Г.С., Минасянц Т.М., Томозов В.М. «Физические условия в солнечном ветре и изменения значений Fe/O с энергией ионов в периоды минимума активности цикла» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 80-85 (2016)

Проанализированы источники энергичных частиц различной природы, которые определяют физические условия в солнечном ветре в период минимума солнечной активности. На основе информации о поведении отношения Fe/O в различных интервалах энергий ионов определено влияние галактических космических лучей и их аномальной компоненты на физические условия в солнечном ветре. Объяснены минимальные значения отношения Fe/O при низких энергиях (2–30 МэВ/н) влиянием аномальной компоненты космических лучей. Влияние этой компоненты приводит к возрастающей интенсивности потоков ионов с высоким первым потенциалом ионизации – FIP (H, He, N, O); с другой стороны, элементы с низким потенциалом FIP (C, Mg, Si, Fe) показывают пониженные величины потоков. В области высоких энергий (E_k>30 МэВ/н) рост отношения Fe/O связан с определенным влиянием галактических космических лучей на характеристики солнечного ветра в условиях низкой солнечной активности.

Подгорный И.М., Подгорный А.И. «Солнечные космические лучи» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 86-97 (2016)

Столетнее исследование космических лучей многочисленными коллективами астрофизиков не привело к пониманию физики ускорения регистрируемых частиц. Наиболее популярные механизмы ускорения связываются с ударными волнами. Однако возможные механизмы ускорения космических лучей в ударных волнах остаются только гипотезами. Регистрация нейтронными мониторами протонов с энергией до 20 ГэВ, обнаруженных на Солнце, вселяет надежду на получение новой информации о механизме генерации космических лучей. Ряд явлений, связанных с ускорением и распространением приходящих на Землю ускоренных частиц, стал доступен для наблюдения. В настоящей работе проведен анализ измерений протонов с энергией ∼100 МэВ на аппаратах GOES. Установлена связь зарегистрированных протонных событий с конкретными вспышками и конкретными активными областями.

Тихонова О.И., Абраменко В.И., Куценко А.С., Юрчишин В.Б. «Различные режимы всплытия активных областей на Солнце» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 98-106 (2016)

Исследовался режим всплытия 14 активных областей (АО). Для 12-ти АО использованы данные о продольной составляющей магнитного поля, полученные с помощью Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) на борту космической станции Solar Dynamic Observatory (SDO). Для остальных АО, использовались данные Michelson Doppler Imager (MDI), полученные спутником Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Все АО всплывали на видимой стороне солнечного диска. Мы вычисляли производную по времени, R(t), от суммарного беззнакового магнитного потока АО, т.е. скорость всплытия. Показано, что режим всплытия не универсален: в каждой АО имеет место свой процесс всплытия с уникальным временным профилем функции R(t). При этом можно идентифицировать два основных типа всплытия. Первый тип - регулярное всплытие с квазипостоянным поведением производной потока в течение 1–3 дней и довольно низкой средней за это время величиной производной: 10²² Mаксвелл в день. Второй тип можно описать как ускоренное всплытие, характеризующееся длинным (более одного дня) интервалом быстрого нарастания производной до довольно больших величин порядка 10²² Максвелл в день. После этого интервала следует короткий (порядка трети суток) интервал с постоянной производной, сменяющийся монотонным уменьшением функции R(t). Первый тип событий можно ассоциировать со всплытием магнитных трубок с квазипостоянным потоком, который проходит через фотосферу с квазипостоянной скоростью подъема. Такие события можно объяснить действием глобального динамо, генерирующего тороидальные трубки глубоко в конвективной зоне. События второго типа можно интерпретировать как свидетельство работы подфотосферного турбулентного динамо, генерирующего дополнительный поток (за счет турбулентных движений плазмы) по мере всплытия трубки.

Файнштейн В.Г., Степанян Н.Н., Штерцер Н.И., Руденко Г.В., Егоров Я.И. «Волокна различных типов и особенности окружающего их магнитного поля» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 107-116 (2016)

Анализировалось магнитное поле, связанное с протяженными и кольцевыми волокнами. Использовались наблюдения пяти волокон в хромосферных и корональных линиях. Для протяженных волокон показано, что участки утончения и уменьшения потемнения волокон располагаются внутри и в окрестности биполярных участков магнитного поля, через которое волокна проходят. Для протяженных волокон оценена также средняя высота участков основного тела волокна и средний угол наклона этих участков к радиальному из центра Солнца направлению. Показано, что кольцевые волокна - более сложные и менее устойчивые образования, чем протяженные волокна. За время существования кольцевых волокон в них заметно меняются структурные образования и фотосферное магнитное поле, связанное с ними.

Фурсяк Ю.А. «Особенности движения пятен в активных областях NOAA AR11158, NOAA AR11283 и NOAA AR11515» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 117-126 (2016)

По данным SDO/HMI исследованы собственные движения отдельных пятен в трех активных областях текущего 24-го цикла солнечной активности. Проанализированы характер движения пятен, их траектории. Произведена оценка скоростей движения таких пятен в ходе эволюции активной области. Изучен характер изменения вспышечной активности области в связи с наличием значительных собственных движений отдельных пятен в группах. Отмечается влияние собственных движений пятен в исследуемых группах на формирование вспышечно-активных δ-конфигураций магнитного поля.

Чернов Г.П., Фомичев В.В. «Развитие вспышечных процессов и особенности тонкой структуры солнечного радиоизлучения» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 127-136 (2016)

С помощью всех доступных данных наземных и спутниковых наблюдений выясняется причина появления различных элементов тонкой структуры солнечных радиовсплесков в дециметровом и микроволновом диапазонах волн. В некоторых явлениях быстрые пульсации, зебра-структура, волокна и спайки наблюдались практически одновременно. На примере двух явлений показано, что пульсации радиоизлучения вызываются частицами, ускоренными в области магнитного пересоединения, а зебра-структура возбуждается в источнике типа магнитной ловушки для быстрых частиц. Сложное сочетание странных волокон, зебра-структуры и спайков в явлении 1 декабря 2004 г. связывается с единым источником - магнитным островом, образующимся после коронального выброса массы

Цап Ю.Т., Моторина Г.Г., Копылова Ю.Г. «Диагностика вспышечной плазмы по данным рентгеновских и ультрафиолетовых наблюдений: механизмы энерговыделения и излучения» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 137-145 (2016)

Проведен сравнительный анализ оценок меры эмиссии и температуры корональной вспышечной плазмы, полученных из спутниковых наблюдений на GOES, RHESSI и SDO/AIA. Показано, что в зависимости от методов измерений и обработки данных значения параметров вспышечной плазмы могут значительно отличаться (вплоть до одного порядка). Обсуждаются достоинства и недостатки различных подходов. На основе фитирования спектра рентгеновского излучения события 9 ноября 2013 г. установлено, что электроны, ускоренные в вершине вспышечной петли, не способны обеспечить наблюдаемые потоки жесткого рентгеновского излучения в ее основаниях, что свидетельствует о дополнительном хромосферном ускорении заряженных частиц.

Шаховская А.Н. «Исследование вертикальных движений в волокнах по H_α-наблюдениям» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 146-148 (2016)

Аюков С.В., Миронова И.В. «Гелиосейсмические модели Солнца с программой MESA» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 149-159 (2016)

Пакет программ MESA - открытый код для расчета звездной эволюции, который активно развивается авторами и интернет-сообществом. В нем реализована возможность учета большого количества физических процессов в звездах. Мы применяем код MESA для расчета стандартной модели Солнца и сравниваем с моделью, рассчитанной кодом HPCSE (ГАИШ МГУ). Модели достаточно близки, что указывает на хорошее качество обоих кодов. Также с помощью MESA рассчитана модель, в которой внесены изменения в микрофизику (ядерные реакции и непрозрачности). С помощью этих изменений модель с низким содержанием тяжелых элементов приведена в согласование с гелиосейсмическими данными (глубина конвективной зоны, плотность и скорость звука, содержание гелия в конвективной зоне). Аналогичная модель HPCSE лучше воспроизводит гелиосейсмические данные, но в коде HPCSE больше возможностей по подбору модификаций.

Смирнова В.В., Лукичева М.А., Рыжов В.С. «Особенности обработки солнечных наблюдений, получаемых на радиотелескопе РТ-7.5 МГТУ им. Н.Э. Баумана» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 160-166 (2016)

Представлены новые методы первичной обработки солнечных наблюдений, получаемых на радиотелескопе РТ-7.5 МГТУ им. Н.Э. Баумана. Рассмотрены наиболее актуальные методики улучшения качества наблюдательных данных.

Нагнибеда В.Г., Лукичева М.А. «Миллиметровое радиоизлучение Солнца: К 50-летию РТ-22 КрАО» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 167-178 (2016)

Статья приурочена к 50-летнему юбилею РТ-22 КрАО – радиотелескопу мирового уровня, на котором были выполнены замечательные работы по изучению солнечного излучения миллиметрового диапазона вплоть до волны 2 мм. Дается краткий исторический обзор работ отечественных ученых по солнечной миллиметровой радиоастрономии. Отмечается особая важность таких работ, так как в отличие от ультрафиолетового излучения, миллиметровое излучение, особенно его коротковолновая часть, генерируется как в относительно горячих, так и в холодных областях солнечной хромосферы, предоставляя тем самым возможность более полной диагностики хромосферной плазмы. Рассматриваются современные проблемы, в частности, в связи с планируемыми наблюдениями Солнца на миллиметровой интерферометрической системе ALMA.

Вольвач А.Е., Юровский Ю.Ф., Самисько К.В., Самисько С.А., Якубовская И.В. «Мониторинг солнечной активности в радиодиапазоне станциями службы Солнца “KRIM”» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 179-186 (2016)

Радиоастрономический диагностический комплекс, созданный на базе радиотелескопа РТ-22 и трех малых радиотелескопов, интегрирован во Всемирную службу мониторинга солнечной активности, которая включает 14 наземных станций в кооперации с орбитальными обсерваториями. Это дало доступ к 24-часовому ежедневному объему информации в широком диапазоне длин волн о событиях, которые происходят на Солнце и влияют на земные процессы. Четыре робот-радиотелескопа КрАО, объединенные в Службу Солнца “KRIM”, ведут наблюдения Солнца в режиме мониторинга и алертов. Данные радиомониторинга солнечной активности сохраняются в цифровом виде и выставляются на сайты мировой службы Солнца в реальном времени. Регулярное текущее обслуживание и модернизация радиотелескопов, предназначенных для осуществления Службы Солнца в КрАО, а также ежедневные наблюдения Солнца позволили получить высококачественные данные о свойствах солнечной активности. Описываются аппаратура и методика наблюдений динамических спектров радиоизлучения Солнца. Предлагается метод исключения влияния свойств антенны на измеряемый сигнал путем использования известного спектра радиоизлучения спокойного Солнца.

Барановский Э.А., Таращук В.П., Владимирский Б.М. «Особенности поведения колб Фицроя с разными видами камфары» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 187-191 (2016)

Обнаружены различия в кристаллизации синтетической (рацематной) и натуральной (оптически активной) камфары в колбах Фицроя (штормглассах). Отличия по времени доходят до 1–2 дней, показывая разнонаправленные пики и различную структуру профилей кривых. Наблюдаемый эффект может объясняться разной чувствительностью изомеров камфары к поляризации электромагнитных полей сверхнизких частот, действующих на штормгласс.

Борисенко А.В. «Анализ на IDL солнечных данных КрАО» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 112, № 2, с. 192-195 (2016)

В 1990-е годы в лаборатории физики Солнца КрАО разработана программа CARD (язык IDL, Widget) для обработки и анализа спектральных наблюдений, выполненных на универсальном спектрофотометре телескопа БСТ-2. CARD-программа дополнена процедурами работы с солнечными данными (космические и наземные инструменты): калибровка SDO/HMI-доплерограмм с учетом лучевых скоростей дифференциального вращения Солнца и движения спутника, получение гелиографических координат из FITS-изображений (SDO, SOHO, BBSO и др.) для построения синоптических карт, FITS-просмотрщик изображений SDO.