Файнштейн В.Г., Егоров Я.И. «Радиальные распределения величины магнитного поля в солнечной короне, полученные с использованием сведений о быстрых ГАЛО-КВМ» Солнечно-земная физика, 4, № 1, с. 3-13 (2018)

В последние годы для измерения магнитного поля в солнечной короне используют сведения о расстоянии между телом быстрого коронального выброса массы (КВМ) и связанной с ним ударной волны. Во всех случаях этот подход применялся для нахождения радиальных распределений поля B(R) для направлений, почти перпендикулярных лучу зрения. Мы модифицировали этот метод для получения распределений B(R) поля вдоль направлений, близких к оси Солнце–Земля. Для этого с использованием модели ice-cream cone для КВМ по данным коронографов LASCO находились трехмерные характеристики быстрых КВМ типа гало и связанных с ними ударных волн, движущихся почти вдоль оси Солнце–Земля. С помощью этих данных удалось получить распределения B(R) QUOTE до расстояния от центра Солнца ≈43 радиуса Солнца, что примерно в два раза дальше, чем в предыдущих работах, в которых использовались данные LASCO. Полученные результаты оказались в хорошем согласии с результатами предшествующих работ для расстояний до 20 радиусов Солнца. Сделан вывод о том, что для повышения точности такого метода нахождения поля в короне необходимо разработать способ выделения участков КВМ, движущихся в медленном и в быстром солнечном ветре. Предложен способ отбора КВМ, центральная (приосевая) часть которых действительно движется в медленном ветре.

Криссинель Б.Б. «Интенсивность эмиссионных линий короны спокойного Солнца: сравнение расчетных и наблюдательных данных» Солнечно-земная физика, 4, № 1, с. 14-27 (2018)

Приведены результаты расчета центр-лимб интенсивности оптически тонких линий УФ-диапазона волн многокомпонентной модели спокойной короны Солнца. Модель представляет собой совокупность ранжированных по размерам петель, спикул и свободного (межпетельного) вещества. Теоретические значения интенсивности находятся по вероятностям встречи по линии зрения участков петель с учетом вероятности отсутствия при этом других компонент короны. В модели используются 12 петель размерами от 3200 км до 210 000 км, с различными величинами коэффициента заполнения и давления в основании и в вершине петли. Температура вершин петель – 1 400 000 K. При расчетах использована база данных CHIANTI. Сравнение теоретических и экспериментальных значений интенсивности корональных линий, а также линий переходной зоны, полученных на телескопах SUMER, CDS и EIS, показало достаточно удовлетворительное согласие их, особенно для данных центра диска Солнца. Для данных над лимбом повышенные значения расхождений в результате анализа объясняются погрешностями измерений спектрометра EIS.

Кичигин Г.Н. «Структура нелинейных вистлеров, движущихся в плазме под углом к магнитному полю» Солнечно-земная физика, 4, № 1, с. 28-32 (2018)

Получены решения уравнений двухжидкостной магнитной гидродинамики, описывающие в холодной замагниченной плазме мелкомасштабные быстрые магнитозвуковые установившиеся волны – нелинейные вистлеры, движущиеся под углом α к внешнему магнитному полю. При фиксированном угле α альфвеновское число Маха вистлеров имеет небольшой интервал разрешенных значений. Установлено, что при переходе от предельно малых чисел Маха к предельно большим амплитуда и пространственная структура волновых компонент скорости и магнитного поля вистлеров существенно изменяются. Определен диапазон углов направления движения вистлеров по отношению к направлению вектора внешнего магнитного поля, в пределах которого полученные приближенные аналитические и численные решения удовлетворительно согласуются.

Минасянц Г.С., Минасянц Т.М., Томозов В.М. «Поведение отношения Fe/O как показателя состояния солнечной плазмы при различных проявлениях активности и в периоды ее отсутствия» Солнечно-земная физика, 4, № 1, с. 33-58 (2018)

Представлены результаты исследования физических характеристик плазмы при различных проявлениях солнечной активности и ее отсутствии с помощью количественных оценок относительного содержания примесных ионов Fe и O в разных интервалах энергий. Показано, что максимальные значения отношения Fe/O соответствуют потокам частиц от импульсных вспышек для ионов с энергиями <2 МэВ/н (наиболее существенное проявление FIP-эффекта). В потоках частиц от длительных вспышек значение Fe/O плавно спадает с энергией ионов и заметно меньше значений потоков в импульсных событиях. Было установлено, что свойства вспышек солнечных космических лучей (СКЛ) указывают на их принадлежность к отдельному подклассу (GLE, ground level events) в общей совокупности длительных событий. На основе динамики Fe/O предложено объяснение поведения солнечной плазмы при развитии вспышек обоих классов. Магнитные облака, как отдельный вид корональных выбросов массы (КВМ), имеющие области турбулентного сжатия и являющиеся источниками сильных геомагнитных бурь, демонстрируют относительное содержание ионов Fe, сопоставимое с обилием Fe в потоках ионов от длительных вспышек. Установлено, что по величине отношения Fe/O можно выявить проникновение энергичной вспышечной плазмы в тело КВМ на начальной фазе его развития, а также оценить ее относительный вклад. В период минимума цикла активности с полным отсутствием пятен на Солнце отношение Fe/O на расстоянии 1 а. е. показывает абсолютно низкие значения Fe/O=0.004–0.010 в интервале энергий от 2–5 до 30 МэВ/н. Это связано с проявлением аномальной компоненты КЛ (АКЛ), что приводит к усилению потоков ионов с высоким первым потенциалом ионизации (FIP – first ionization potential), в том числе кислорода (О), а элементы с низким FIP (Fe) демонстрируют ослабление потоков. Что касается частиц с более высокой кинетической энергией (E_k>30 МэВ/н), рост значений Fе/O связан с определяющим влиянием галактических космических лучей КЛ (ГКЛ) на состав примесных элементов в условиях минимума активности. При этом относительное содержание тяжелых элементов в ГКЛ 30–500 МэВ/н подобно значениям в потоках длительных вспышечных событий при высокой активности Солнца. В период минимума активности с отсутствием пятен на Солнце поведение Fe/O для разных интервалов энергий ионов в течениях плазмы из корональных дыр (КД) и в солнечном ветре (СВ) показывает лишь незначительные отклонения. В то же время потоки плазмы, связанные с возмущенной передней областью КД, могут быть источниками возникновения умеренных геомагнитных бурь.

Лазутин Л.Л., Дмитриев А.В., Суворова А.В. «Динамика электронного радиационного пояса во время магнитных возмущений и в спокойное время» Солнечно-земная физика, 4, № 1, с. 59-71 (2018)

Рассмотрена динамика внешнего электронного радиационного пояса, адиабатические и неадиабатические механизмы пополнения и потерь энергичных электронов. В свободное от магнитных возмущений время внешний электронный пояс постепенно опустошается: на внутренних оболочках вследствие сброса электронов в атмосферу, а в зоне квазизахвата, поскольку дрейфовые оболочки электронов там не замкнуты, вследствие потерь на магнитопаузе. Последний процесс маскируется пополнением свежеускоренными частицами и мало заметен в обычные годы, но в годы экстремально низкой солнечной активности приводит к существенному понижению численности электронной популяции радиационного пояса. На главной фазе магнитной бури основной причиной понижения интенсивности потока электронов является адиабатическое охлаждение, связанное с сохранением адиабатических инвариантов, дополненное сбросом электронов в атмосферу и гибелью их на магнитопаузе. Возрастания потока электронов обусловливаются суммарным действием четырех процессов: Е×В-заброса электронов глубоко к Земле импульсным индукционным электрическим полем суббуревой активизации, а также крупномасштабным электрическим полем солнечного ветра, в обоих случаях перенос частиц в область более сильного магнитного поля при сохранении магнитного момента приводит к росту их энергии. Тот же механизм ускорения работает при переносе электронов из-за радиальной диффузии, которая сопровождает питч-угловую диффузию. Четвертый процесс связан с адиабатическим подогревом частиц на фазе восстановления. Степень восстановления потока электронов после бури определяется соотношением неадиабатических возрастаний и потерь, в результате значения потока составляют непрерывный ряд от низкого до сильно повышенного. Сочетание этих процессов определяет индивидуальный характер развития радиационного пояса во время каждой магнитной бури и поведение пояса в спокойные периоды.

Кушнаренко Г.П., Яковлева О.Е., Кузнецова Г.М. «Электронная концентрация на высотах ионосферного слоя F1 в последнем минимуме (2007–2009 гг.) цикла солнечной активности» Солнечно-земная физика, 4, № 1, с. 72-75 (2018)

Представлены результаты анализа годовых изменений дневной электронной концентрации N на высотах 140–200 км для последнего минимума солнечного цикла (2007–2009 гг.) по измерениям Иркутского дигизонда (52°N, 104°E). Для выделения закономерностей этих изменений определены новые коэффициенты известной авторской полуэмпирической модели (ПЭМ), описывающей связь N c характеристиками термосферы. Получено, что характерной особенностью годовых вариаций N в период минимума солнечного цикла является изменение их фазы на 180° в относительно узком интервале высот (170–180 км). Эти результаты, включая новые коэффициенты ПЭМ, являются оригинальными и представляют интерес для физики атмосферы и ионосферы.

Бернгардт О.И., Бубнова Т.В., Подлесный А.В. «Автоматическая оценка динамики ионосферных неоднородностей с временами жизни 1–15 минут по данным скоростного ЛЧМ-ионозонда ИСЗФ СО РАН» Солнечно-земная физика, 4, № 1, с. 76-84 (2018)

Предложен и апробирован метод анализа ионограмм вертикального зондирования, основанный на выделении отклонений формы ионограммы от ее регулярного (усредненного) вида. Отклонения ионограмм от усредненного вида интерпретируются нами в терминах отражения от неоднородностей электронной концентрации на высотах, соответствующих действующей высоте. Обнаруженные таким образом неоднородности исследуются в рамках модели локализованной, равномерно движущейся неоднородности, при этом определяются их характерные параметры: действующие высоты и наблюдаемые вертикальные скорости. Был проведен анализ выборочных экспериментальных данных, соответствующих трем сезонам (весна, зима, осень), полученных в течение 2013–2015 гг. вблизи Иркутска с помощью скоростного ЛЧМ-ионозонда ИСЗФ СО РАН. Анализ шести дней наблюдений для этих сезонов показал, что в наблюдаемой вертикальной скорости этих неоднородностей в это время можно выделить два характерных распределения: широкое распределение скоростей вблизи 0 м/с со среднеквадратичным отклонением порядка 250 м/с и узкое распределение скоростей вблизи 160 м/с. Показана эффективность предложенного алгоритма для автоматического анализа данных вертикального зондирования с высокой частотой повторений.

Михалко Е.А., Балабин Ю.В., Маурчев Е.А., Германенко А.В. «Новый узконаправленный нейтронный спектрометр в комплексной системе мониторинга» Солнечно-земная физика, 4, № 1, с. 85-88 (2018)

При взаимодействии космических лучей (КЛ) с атмосферой Земли образуются нейтроны в широком диапазоне энергий: от тепловых (Е≈0.025 эВ) до релятивистских (Е>1 ГэВ). Для регистрации и исследования КЛ в Полярном геофизическом институте (ПГИ) используется комплексная система мониторинга, содержащая детекторы различной конфигурации. Стандартный нейтронный монитор (НМ) 18-NM-64 чувствителен к нейтронам с энергиями Е>50 МэВ. Бессвинцовая секция нейтронного монитора (БСНМ) регистрирует нейтроны с энергиями Е≈(0.1–1) МэВ. Для совместного использования со стандартными детекторами на станции НМ Апатиты был разработан и установлен нейтронный спектрометр с тремя каналами по энергиям и углом приема частиц, составляющим 15°. Такая конфигурация устройства позволяет изучать степень анизотропии потока частиц различных направлений. Характеристики детектора (функция отклика и угол приема частиц), а также геометрические размеры были получены численным моделированием при помощи пакета GEANT4. В ходе работы устройства была создана база данных наблюдений и получены предварительные результаты.