Алексеева Л.М., Кшевецкий С.П. «Эволюция вертикального токового слоя в холловской плазме солнечной хромосферы в зависимости от направления тока» Геомагнетизм и аэрономия, 62, № 4, с. 411-425 (2022)

Теоретически изучены последствия поступления слабого магнитного поля в верхнюю хромосферу Солнца. В начальный момент плазма принимается неподвижной и всюду имеющей температуру 50 000 К, поле состоит из двух прилегающих друг к другу одинаковых разнополярных магнитных областей с вертикальной зоной контакта. Численно решена полностью самосогласованная 2D-система нелинейных столкновительных уравнений одножидкостной резистивной магнитогидродинамики с учетом эффекта Холла и теплопроводности. Установлено, что в ходе совместной эволюции поля и плазмы пограничный ток, направленный вверх, чаще принимает форму тонкого токового слоя и дольше существует в этом виде, чем пограничный ток, направленный вниз. Однако при токе вниз преобразование энергии магнитного поля в энергию упорядоченных потоков хромосферной плазмы идет эффективнее. В предположении медленного изменения величин по вертикали аналитически найдена область значений параметров, где, независимо от общего вида магнитных неоднородностей, токи вниз деградируют (размываются), а токи вверх резко увеличивают свою плотность. Принципиальная разница в поведении токов возникает в том случае, когда омическая диссипация и снос силовых линий из-за их частичной вмороженности оказывают меньшее влияние на изменения магнитного поля, чем эффект Холла в присутствии градиента плотности плазмы, создаваемого силой тяжести. Показано, что минимальная высота, где реализуется этот случай чистой градиентно-холловской эволюции магнитного поля, соответствует нижней границе короны. Высказано предположение, что омическая диссипация самопроизвольно образующихся концентрированных токов способствует нагреву короны.

Янке В.Г., Белов А.В., Гущина Р.Т. «Вариации космических лучей разной энергии в минимумах циклов солнечной активности» Геомагнетизм и аэрономия, 62, № 4, с. 426-435 (2022)

Изменения глобального магнитного поля Солнца – основного параметра, модулирующего космические лучи приводят к изменениям характеристик солнечной активности и гелиосферного поля. В работе рассмотрен вопрос об отклике на длительное ослабление глобального магнитного поля Солнца в долговременной модуляции космических лучей разной энергии в циклах с разным направлением полярного магнитного поля Солнца. Проанализирован период 1991–2020 гг., включающий два интервала с положительным и отрицательным направлениями глобального магнитного поля Солнца. Исследование выполнено на материале непрерывных наблюдений космических лучей сетью нейтронных мониторов, телескопов и стратосферных шаров-зондов. Спектр вариаций для частиц с эффективной жесткостью R_eff=5, 10, 20 ГВ определен с помощью разработанного нами варианта метода глобальной съемки. В минимуме 24/25 цикла, начиная с 2018 г. до настоящего времени, наблюдается плоский максимум потока космических лучей, что подтверждает дрейфовую теорию модуляции для положительного направления глобального магнитного поля на Солнце. В этот период вариации малых энергий (наблюдаемые на космических аппаратах и в стратосфере) превышают значение вариаций базового периода (1987 г.) на ∼8% и составляют 0.8 от максимальной вариации в аномальном минимуме 23/24 в 2009 г. Максимум потока частиц средних и высоких энергий, наблюдаемых на нейтронных мониторах и телескопах, на 1–2% ниже максимума 23/24. Пониманию процесса модуляции космических лучей электромагнитными полями гелиосферы способствует их моделирование. В предложенной нами многопараметрической модели долгопериодная модуляция описывается (с учетом запаздывания) рядом гелиосферных характеристик.

Зимовец И.В., Нечаева А.Б., Шарыкин И.Н., Низамов Б.А. «Источники длиннопериодных рентгеновских пульсаций перед началом солнечных вспышек» Геомагнетизм и аэрономия, 62, № 4, с. 436-455 (2022)

В работе [Tan et al., 2016] утверждается, что перед значительной долей (26–46%) “изолированных” солнечных вспышек наблюдаются длиннопериодные (с периодом P≈1.9–47.3 мин и длительностью 1–2 ч) квазипериодические пульсации (КПП) в диапазоне мягкого рентгеновского излучения. Результаты получены по данным инструмента GOES/XRS без пространственного разрешения. В данной работе мы выполнили анализ источников таких КПП перед 35 “изолированными” вспышками класса Х на основе “quick-look” изображений RHESSI в диапазоне 6–12 кэВ и установили, что события можно разделить на два типа. В событиях типа I источники всех КПП и основной вспышки располагаются в одной активной области (АО) на Солнце, тогда как в событиях типа II источники по крайней мере части КПП располагаются в другой АО, нежели АО вспышки. Более детальный анализ двух событий типа I и трех событий типа II с помощью изображений RHESSI в рентгеновском и SDO/AIA в ультрафиолетовом диапазонах показывает, что источники рентгеновских пульсаций в одной АО располагаются в разных местах (в пределах ∼20 Мм друг от друга и от основной вспышки), причем их появление соответствует появлению новых петлеобразных ультрафиолетовых источников. Мы приводим наблюдательные аргументы в пользу того, что предполагаемые в работе _{Tan et al., 2016} механизмы, основанные на осцилляциях корональных петель как LRC электрических контуров или МГД-осцилляциях петель, маловероятны. Более перспективными для объяснения рассматриваемых КПП представляется механизм осциллирующего пересоединения. В событиях типа I оно происходит в одной АО, тогда как в событиях типа II оно может происходить параллельно в нескольких разнесенных АО, и для объяснения этого обстоятельства требуется предположить когерентность подфотосферного всплытия магнитных потоков в разных участках Солнца. Это предположение требует дальнейшей проверки.