Подгорный И.М., Подгорный А.И. «Физический механизм солнечной вспышки, основанный на накоплении энергии в магнитном поле токового слоя в солнечной короне» Космические исследования, 57, № 6, с. 403-422 (2019)

Во время солнечной вспышки за несколько десятков минут освобождается магнитная энергия ∼10³² эрг. Неизменность магнитного поля на солнечной поверхности во время вспышек доказывает появление вспышки в короне. Анализ динамики электронной температуры солнечной атмосферы дает независимое доказательство коронального происхождения вспышки. Появление вспышки в короне объясняется освобождением энергии, накопленной в магнитном поле токового слоя. Для исследования вспышечной ситуации проводилось численное МГД моделирование над реальной активной областью. Результаты моделирования показали появление токового слоя, положение которого совпадает с положением наблюдаемого источника теплового рентгеновского излучения. Разработана методика проведения расчетов в реальном масштабе времени. Основываясь на механизме освобождения энергии в токовом слое предложена электродинамическая модель солнечной вспышки, объясняющая ее основные наблюдаемые проявления. Источники жесткого рентгеновского излучения появляются вследствие торможения в нижних плотных слоях солнечной атмосферы пучков электронов, ускоренных в продольных токах. Ускорение солнечных космических лучей происходит в токовом слое электрическим полем E=–V×B/c, а не в ударных волнах.

Обридко В.Н., Бадалян О.Г. «Солнечнaя корона как индикатор дифференциального вращения подфотосферных слоев» Космические исследования, 57, № 6, с. 423-429 (2019)

Ранее авторами предложили метод использования магнитного поля короны как неявного трассера для изучения дифференциального вращения солнечной короны. Практически, в настоящее время это единственная возможность изучения вращения Солнца на больших гелиоцентрических расстояниях вплоть до поверхности источника. В данной работе расчеты магнитного поля в короне были распространены на больший временной интервал, до 31.XII.2015. Показано, что солнечная корона вращается дифференциально на всех гелиоцентрических расстояниях от основания короны до поверхности источника. С увеличением расстояния степень дифференциальности уменьшается. По мере приближения к поверхности источника вращение короны постепенно приближается к твердотельному, но даже на больших расстояниях остается слабо дифференциальным. Предполагается, что дифференциальное вращение короны отражает вращение глубоких подфотосферных слоев. В таком случае изменение характеристик вращения короны может быть использовано как индикатор дифференциального вращения подфотосферных слоев. Сопоставлено изменение характеристик вращения короны с расстоянием с данными, полученными методами гелиосейсмологии. Получено удовлетворительное соответствие с данными гелиосейсмологии. Изучена вариация дифференциального вращения подфотосферных слоев с фазой цикла.

Загайнова Ю.С., Файнштейн В.Г. «Сравнение особенностей генерации КВМ, движущихся в поле зрения коронографов LASCO с различной скоростью» Космические исследования, 57, № 6, с. 430-439 (2019)

Работа направлена на получение ответа на следующий вопрос: существуют ли принципиальные различия в генерации регистрируемых в поле зрения коронографов LASCO корональных выбросов массы (КВМ) с различными скоростями, прежде всего с маленькими и большими. К быстрым КВМ условно были отнесены выбросы массы, линейная проекционная скорость которых в поле зрения LASCO составляет >1500 км/с, к медленным – ≤600 км/с. КВМ с от 600 до 1500 км/с мы отнесли к выбросам массы с промежуточными скоростями. Результаты анализа приводим на примере трех событий КВМ типа гало (быстрого, медленного и движущегося с промежуточной скоростью) с источниками в пятенных группах, удаленных от центра солнечного диска не более чем на 45°. Для анализа использовали данные телескопов SDO/AIA и инструмента SDO/HMI, а также коронографов LASCO С2 и С3. Сопоставлены свойства активных областей, в которых возникли КВМ с разными скоростями. Сопоставлены морфологические особенности формирования отобранных выбросов массы по наблюдениям в линиях крайнего ультрафиолета и особенности их кинематики. С использованием данных векторных измерений фотосферного магнитного поля инструментом SDO/HMI над областями формирования КВМ в нелинейном бессиловом приближении рассчитаны распределения магнитного поля с высотой. Анализ этих распределений показал, что до начала связанной с КВМ вспышки быстрота изменения поля с высотой над местом генерации КВМ заметно отличается для всех отобранных событий.

Ефимов А.И., Луканина Л.А., Смирнов В.М., Чашей И.В., Бёрд М.К., Петцольд М. «Возмущенные потоки во внутреннем солнечном ветре и вблизи орбиты Земли» Космические исследования, 57, № 6, с. 440-450 (2019)

Выбросы корональной массы из активных областей на Солнце могут наблюдаться как серии разнесенных во времени индивидуальных событий во внутреннем солнечном ветре и околоземной плазме. С целью поиска таких событий проведен анализ данных экспериментов двухчастотного радиозондирования солнечного ветра сигналами КА Rosetta и Mars Express. В циклах экспериментов, выполненных в 2010 и 2011 гг., измерялись флуктуации частоты сигналов X- и S-диапазонов. Проведено сравнение временных вариаций уровня флуктуаций частоты, измеряемых во внутреннем солнечном ветре, с временными вариациями средних параметров плазмы, зарегистрированных вблизи орбиты Земли. Благодаря тому, что циклы радиозондирования имели достаточно большую длительность, удалось зафиксировать события, в которых значительные усиления флуктуаций частоты во внутреннем солнечном ветре и возрастания концентрации плазмы вблизи орбиты Земли связаны со вспышечными процессами в одной и той же активной области на Солнце. При этом усиления флуктуаций частоты на восточном лимбе происходят раньше, чем у орбиты Земли, а на западном – позже. Временной сдвиг для западного лимба оказывается меньше, чем для восточного. Знак временного сдвига и соотношения между его численными значениями обусловлены перемещением активной области относительно центрального меридиана за счет вращения Солнца.

Рязанцева М.О., Рахманова Л.С., Застенкер Г.Н., Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г., Чесалин Л.С. «Мелкомасштабные флуктуации плазмы солнечного ветра в быстрых и медленных потоках» Космические исследования, 57, № 6, с. 451-460 (2019)

Проведено сравнение характеристик мелкомасштабных флуктуаций потока ионов по измерениям на космическом аппарате СПЕКТР-Р в медленных и быстрых потоках солнечного ветра. Отдельно рассматриваются быстрые квазистационарные течения и быстрые возмущенные потоки, связанные с транзиентными явлениями в солнечной короне. Использование данных прибора БМСВ с высоким временным разрешением позволяет провести анализ плазменных флуктуаций в широком диапазоне масштабов, в том числе на малых масштабах, где значительный вклад могут вносить кинетические эффекты. В работе показано, что характер мелкомасштабных флуктуаций может существенно отличаться в быстрых потоках с одинаковой средней скоростью, но имеющих различную природу.

Рахманова Л.С., Рязанцева М.О., Застенкер Г.Н., Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г., Чесалин Л.С. «Влияние характеристик турбулентности плазмы солнечного ветра на свойства турбулентного каскада в магнитослое» Космические исследования, 57, № 6, с. 461-468 (2019)

Космическая плазма является естественной лабораторией для изучения турбулентности в широком диапазоне масштабов. Быстрые измерения потока ионов прибором БМСВ на спутнике Спектр-Р дают возможность исследовать характеристики турбулентности плазмы солнечного ветра и магнитослоя на ионных и субионных масштабах. В данной работе анализируется, каким образом характеристики турбулентного каскада на указанных масштабах в магнитослое зависят от характеристик турбулентности плазмы солнечного ветра перед околоземной ударной волной. Анализируются несколько пересечений спутником Спектр-Р околоземной ударной волны. Проводится сравнение форм спектров флуктуаций потока ионов и показателей степенных функций, которыми описываются спектры на кинетических и магнитогидродинамических масштабах перед и за околоземной ударной волной. Показано, что непосредственно за околоземной ударной волной на магнитогидродинамических масштабах происходит отклонение спектров от вида, предсказываемого теориями развитой турбулентности и наблюдающегося в солнечном ветре. Такая особенность спектров свидетельствует о перераспределение энергии в турбулентном каскаде непосредственно за околоземной ударной волной. На кинетических масштабах за фронтом околоземной ударной волны, как правило, наблюдаются более крутые спектры, чем в солнечном ветре, однако их наклон определяется свойствами турбулентного каскада в набегающем потоке. Показано, что наиболее сильное различие между характеристиками турбулентности перед и за околоземной ударной волной наблюдается в периоды течения солнечного ветра, ассоциированные с областями сжатия перед межпланетными проявлениями корональных выбросов массы.

Деминов М.Г., Деминова Г.Ф. «Свойства ионосферы в период экстремальной бури» Космические исследования, 57, № 6, с. 469-476 (2019)

На основе анализа данных критической частоты F2-слоя foF2 ионосферной станции Иркутск для периода экстремальной бури 13–15.III.1989 установлено, что индекс геомагнитной активности aa является более адекватным, чем ap, индикатором этой активности для f_oF2 в период максимума экстремальной бури. Это связано с существованием верхнего предела изменения ap=400, что накладывает определенные ограничения на использование индекса ap для экстремальных событий. В начальный период восстановительной фазы данной бури происходило стремительное уменьшение геомагнитной активности. В этот период наблюдалось сильное отклонение экспериментальных значений f_oF2 от значений, вычисленных по полуэмпирической модели, в которой учтены зависимости температуры и состава термосферы от геомагнитной активности с помощью модели атмосферы NRLMSISE-00. Предположено, что это могло быть связано c эффектами возмущения скорости термосферного ветра из-за быстрого уменьшения геомагнитной активности. Данное предположение является скорее качественным и требует специального исследования.

Ермолаев Ю.И. «Оценка размера электрического тока с повышенным содержанием гелия внутри магнитного облака» Космические исследования, 57, № 6, с. 477-478 (2019)

В ранней работе на основе данных базы измерений солнечного ветра OMNI и каталога крупно-масштабных явлений солнечного ветра (ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni) было показано, что магнитные облака содержат электрический ток с повышенным содержанием ионов гелия в центре интервала события, в то время как в Ejecta такие структуры не наблюдаются. Из простых геометрических соображений получена верхняя оценка размера сечения электрического тока, равная ∼10% от линейного размера сечения магнитного облака.