Биленко И.А., Тавастшерна К.С. «Формирование и эволюционные изменения корональных дыр на фазе роста 23-го цикла» Геомагнетизм и аэрономия, 60, № 4, с. 436-447 (2020)

Исследованы закономерности формирования корональных дыр на фазе роста 23-го цикла. Детально рассмотрен период с 01.01.1997 г. по 01.03.2000 г. (Кэррингтоновские обороты 1918–2059). Проанализирована эволюция глобального магнитного поля Солнца от зональной структуры распределения магнитных полей к секторной. Показано, что зональная структура является квазистабильной. Сумма зональных гармоник доминирует до 1941-го Кэррингтоновского оборота, хотя с оборота 1932-го формируется устойчивая четырехсекторная структура глобального магнитного поля. В 1941–1950-м Кэррингтоновских оборотах вклад зональных и секторных компонент становится приблизительно одинаков, а начиная с Кэррингтоновского оборота 1950 доминирует секторная структура глобального магнитного поля. Секторная структура претерпевает резкие изменения от четырехсекторной в начале роста секторных гармоник (с Кэррингтоновского оборота 1926) к двухсекторной, затем снова к четырехсекторной и далее опять к двухсекторной. Корональные дыры однозначно трассируют все эволюционные изменения глобального магнитного поля. Структура полярности глобального магнитного поля однозначно определяет зоны фотосферных магнитных полей, где формируются корональные дыры.

Ким И.С., Крусанова Н.Л., Попов В.В., Осокин А.Р., Миронова И.В. «Цвет континуума короны 11.07.1991 г.» Геомагнетизм и аэрономия, 60, № 4, с. 457-462 (2020)

Представлены результаты поиска проявлений расширения короны, основанные на определении цвета коронального континуума из наблюдений. В кратком обзоре исследований определения цвета континуума короны отмечена противоречивость ранее полученных результатов. Дано определение показателя цвета для континуума короны, обоснована необходимость применения относительного показателя цвета RCI, сделаны оценки ожидаемых значений RCI в зависимости от скорости электрона. Построено 2D-распределение RCI для короны 11.07.1991 г. Сравнение распределения со структурой короны иллюстрирует отсутствие тождественности спектров короны и фотосферы и выявляет покраснение с расстоянием по всей короне на всех позиционных углах. Отмечено, что распределения RCI для корон 11.07.1991 г. и полученное нами ранее для короны 29.03.2006 г. являются первыми подтверждениями теоретических расчетов о смещении спектра континуума в красную сторону вследствие потоков электронов, распространяющихся от Солнца во всем объеме короны.

Цап Ю.Т., Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Ханейчук О.В. «Характеристики переноса энергии альвеновских волн в атмосфере Солнца» Геомагнетизм и аэрономия, 60, № 4, с. 463-468 (2020)

В условиях изотермической атмосферы с учетом амплитудно-фазовых соотношений рассмотрены особенности распространения линейных альвеновских волн с периодами 10–200 с из фотосферы в хромосферу Солнца. Установлено, что с увеличением высоты амплитуда возмущения скорости волн растет, а возмущения магнитного поля – падает, тогда как разность фаз между возмущениями стремится к π/2. Так называемые точки поворота не могут адекватно характеризовать поток энергии альвеновских волн. Этот вывод свидетельствует о необходимости пересмотра результатов, следующих из анализа осциляционных теорем. Показано, что в пренебрежении диссипативными процессами эффективность переноса волновой энергии с ростом частоты альвеновских мод увеличивается.

Птицына Н.Г., Демина И.М. «Реконструкция солнечной активности в 1000–1700 гг. по данным о полярных сияниях с учетом вклада главного магнитного поля Земли» Геомагнетизм и аэрономия, 60, № 4, с. 515-527 (2020)

Получена новая реконструкция числа солнечных пятен (SN) в 1000–1700 гг. вместе с возможными ошибками на основе анализа наблюдений полярных сияний на средних и низких широтах и данных о магнитном поле Земли в это время. На проникновение в магнитосферу и атмосферу Земли заряженных частиц солнечного ветра, которые вызывают полярные сияния, влияет напряженность и конфигурация главного магнитного поля Земли. Наша реконструкция отличается от полученных другими авторами тем, что мы учли это влияние на частоту появления полярных сияний. Временнoй ход реконструированного ряда SN показывает известные ранее минимумы Оорта, Вольфа, Шперера и Маундера. В 1100–1150 гг. (средневековый максимум) значения SN сравнимы с теми, которые наблюдались во второй половине 20-го века во время современного состояния высокой солнечной активности. Показано, что в период минимума Маундера по сравнению с предыдущим периодом SN уменьшается в ∼2 раза, но при этом в отдельные годы может достигать значений SN≈40. В начале минимума Маундера происходит раздвоение и вырождение 11-летнего цикла. Это может быть связано с различием в режимах функционирования солнечного динамо.