Зимовец И.В., Шарыкин И.Н., Кальтман Т.И., Ступишин А.Г., Низамов Б.А. «Предвспышечные рентгеновские пульсации с источниками вне активной области основной вспышки» Геомагнетизм и аэрономия, 63, № 5, с. 547-560 (2023)

Ранее мы показали, что по характеру расположения источников предвспышечных рентгеновских пульсаций относительно основной солнечной вспышки события разделяются по крайней мере на два типа: в событиях типа I источники пульсаций и основной вспышки находятся в одной активной области (АО), а в событиях типа II – в разных. В данной работе представлен анализ события типа II, в котором по данным космической обсерватории Ramaty High-Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) рентгеновские источники предвспышечных квазипериодических пульсаций (с периодом P=1.5±0.1 мин), начавшихся в ∼18:02 UT, располагались в АО 11 884 в Западном полушарии, а источники основной вспышки M1.0 SOL2013-11-05T18:08 в АО 11 890 в Восточном полушарии. Пульсации также наблюдались с помощью Gamma-Ray Burst Monitor (GBM) на борту космической обсерватории Fermi и X-Ray Sensor (XRS) на борту Geostationary Operational Environmental Satellite (GOES), что исключает возможность их искусственного происхождения. По данным Atmospheric Imaging Assembly (AIA) на борту Solar Dynamics Observatory (SDO) в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне установлено, что источники пульсаций располагались в основании корональных струй (джетов), истекавших со скоростями ∼100–1500 км/с. Расстояние между АО 11 884 и АО 11 890 составляло ∼1.4 R_S. Плазме струй потребовалось бы ∼17–250 мин, чтобы достичь АО 11 890, что намного больше времени межу началом пульсаций (струй) и вспышкой (∼6 мин), к тому же в картинной плоскости струи истекали в противоположном (западном) от активной области вспышки направлении. В короне не наблюдались петли, соединяющие АО 11 884 и АО 11 890. Более того, не обнаружено соединения этих областей силовыми линиями магнитного поля, экстраполированного с фотосферы в корону в потенциальном приближении. Эти аргументы свидетельствуют о том, что струи (и связанные с ними пульсации) не могли быть триггером вспышки. Таким образом, представлен яркий пример события, в котором не было физической связи между предвспышечными рентгеновскими пульсациями (и струями) и последовавшей за ними вспышкой. Это событие демонстрирует значение пространственно-разрешенных наблюдений при исследовании пульсаций на Солнце и звездах.

Смирнова В.В., Цап Ю.Т., Рыжов В.С., Моторина Г.Г., Моргачев А.С., Барта М. «Вспышечное излучение события 04.05.2022 и его миллиметровая компонента» Геомагнетизм и аэрономия, 63, № 5, с. 561-569 (2023)

На основе наблюдений на радиотелескопе РТ-7.5 МГТУ им. Н.Э. Баумана на волне 3.2 мм (93 ГГц), а также других (Сибирского радиогелиографа, Solar Dynamics Observatory (SDO), радиообсерватории Metsahovi) наземных и космических инструментах исследовано происхождение миллиметрового излучения солнечной вспышки SOL2022-05-04T08:45 рентгеновского класса М5.7. Анализ временных профилей излучения в рентгеновском и сантиметровом диапазонах показал, что миллиметровый источник излучения едва ли связан с горячей (5·10⁵–10⁷ K) корональной плазмой. Об этом также свидетельствует оценка суб-ТГц потока излучающей горячей плазмы по данным AIA/SDO, который оказался значительно меньше наблюдаемых значений. Получены указания о развитии тепловой неустойчивости во вспышечных ультрафиолетовых петлях. Обосновывается связь миллиметровой компоненты вспышки с тепловым источником в хромосфере Солнца.

Калинин М.С., Крайнев М.Б., Луо С., Подгитер М.С. «Влияние коротирующих областей взаимодействия солнечного ветра на долговременные вариации интенсивности галактических космических лучей» Геомагнетизм и аэрономия, 63, № 5, с. 570-580 (2023)

Анализ данных космических аппаратов, сканировавших значительные области гелиосферы, а также результатов магнитно-гидродинамических расчетов указывает на то, что коротирующие области взаимодействия солнечного ветра, практически постоянно присутствующие в низко- и среднеширотной гелиосфере, иногда сильно изменяют крупномасштабные характеристики гелиосферы, важные для долговременных вариаций интенсивности галактических космических лучей. В частности, для кэррингтоновского оборота № 2066 (январь–февраль 2008 г.) эти области усиливают магнитные поля во внутренней (r<3–5 а.е.) и ослабляют их в средней и дальней гелиосфере, а также существенно изменяют распределение гелиосферных магнитных полей по полярности. Авторами было сделано предположение, что в такой ситуации влияние коротирующих областей взаимодействия должно приводить к увеличению интенсивности галактических космических лучей во многих областях гелиосферы. В статье обсуждаются процесс изменения распределения гелиосферных магнитных полей по полярности из-за взаимодействия разноскоростных потоков СВ для кэррингтоновского оборота № 2066, простая модель гелиосферного магнитного поля без взаимодействия между разноскоростными потоками солнечного ветра, а также результаты численных двумерных расчетов методом конечных разностей усредненной по долготе интенсивности ГКЛ с использованием указанной модели в сравнении с трехмерным расчетом методом Монте-Карло, основанным на трехмерном магнитно-гидродинамическом моделировании гелиосферы.

Мелкумян А.А., Белов А.В., Абунина М.А., Шлык Н.С., Абунин А.А., Оленева В.А., Янке В.Г. «Форбуш-понижения, связанные с корональными дырами, корональными выбросами из активных областей и волоконными выбросами: сравнение в солнечных циклах 23 и 24» Геомагнетизм и аэрономия, 63, № 5, с. 581-598 (2023)

Исследуется сходство и различие Форбуш-понижений в солнечных циклах 23 и 24. Анализ проводился для групп событий, связанных с разными типами солнечных источников: корональными выбросами массы из активных областей, сопровождавшимися солнечными вспышками (группа СМЕ1); волоконными выбросами вне активных областей (группа СМЕ2); высокоскоростными потоками из корональных дыр (группа СН). Исследовались распределения и взаимосвязи различных параметров: амплитуды Форбуш-понижений; максимальных в течение события значений почасового уменьшения плотности космических лучей, экваториальной анизотропии космических лучей, скорости солнечного ветра, напряженности магнитного поля, а также значений скорости солнечного ветра и напряженности магнитного поля за час до начала Форбуш-понижения. Результаты показали, что количество событий, значения параметров и их взаимосвязи зависят от фазы и цикла солнечной активности. В 24-м цикле уменьшилось количество событий в группе СМЕ1, не изменилось в СМЕ2, увеличилось в СН. Значения параметров и разница между ними в разных группах событий выше в цикле 23, характеризующемся большей асимметрией и длинными “хвостами” распределений. Величина Форбуш-понижений в группе СМЕ1 в 23-м цикле зависит сильнее от скорости солнечного ветра, а в цикле 24 – от величины магнитного поля, как и в группе СМЕ2 в обоих солнечных циклах. Множественная линейная регрессия хорошо описывает зависимости параметров Форбуш-понижений в 23-м цикле в группах СМЕ1, СМЕ2, в цикле 24 – в группе СМЕ1.

Шлык Н.С., Белов А.В., Абунина М.А., Абунин А.А. «Эмпирическая модель оценки скоростей и запаздываний межпланетных корональных выбросов массы» Геомагнетизм и аэрономия, 63, № 5, с. 599-608 (2023)

Исследуется поведение скорости межпланетных корональных выбросов массы в зависимости от гелиодолготы источника (ассоциированной солнечной вспышки), начальной скорости выброса и скорости фонового солнечного ветра. В основе моделирования лежат данные о 364 выбросах солнечного вещества, сопровождавшихся вспышками и наблюдавшихся в коронографе SOHO/LASCO, межпланетные аналоги которых были впоследствии зарегистрированы у Земли в период с 1995 по 2021 гг. Описана модель, позволяющая оценивать транзитную и максимальную скорости соответствующего межпланетного возмущения, а также время его прибытия к Земле. Средняя абсолютная ошибка оценки времени распространения межпланетных корональных выбросов массы для рассмотренных 364 событий составляет 11.5 ч, а средняя относительная ошибка – 16.5%.

Смолин С.В. «Нелинейная зависимость от геомагнитной активности отношения максимального потока заряженных частиц на геостационарной орбите к минимальному» Геомагнетизм и аэрономия, 63, № 5, с. 609-618 (2023)

Предложена новая математическая модель с использованием обыкновенного дифференциального уравнения, описывающая аналитически (когда индекс геомагнитной активности Kp=const или Kp≈const) или численно (если Kp(t)≈const) перпендикулярные (для питч-угла 90°) дифференциальные или интегральные потоки релятивистских электронов на геостационарной (геосинхронной) орбите, а также на любой круговой орбите в магнитосфере Земли. В модели предполагается, что потоки зависят от местного времени LT на орбите, Kp, параметра Мак-Илвейна L и перпендикулярного дифференциального потока или интегрального потока релятивистских электронов, взятых для 00 LT. Используются наблюдения потоков релятивистских (>2 МэВ) электронов, усредненные по местному часу LT вдоль орбиты космического аппарата GOES с 1995 по 2009 г. Выполнено сравнение модели с этими данными. Получено практически идеальное согласие наблюдений с моделью при эффективности предсказания точности модели PE=0.9989. Использование аналогичных данных аппарата GOES 10 позволяет получить PE=0.9924. Предложенные формулы позволяют находить, например, среднюю величину перпендикулярного интегрального потока релятивистских электронов за сутки и прогнозировать приблизительно на сутки вперед максимальный перпендикулярный интегральный поток релятивистских электронов на геостационарной орбите. Нелинейный эффект теоретически прогнозируется в виде нелинейной зависимости отношения максимального перпендикулярного интегрального потока к минимальному потоку заряженных частиц на геостационарной орбите от Kp-индекса геомагнитной активности. Пока сравнение модели с усредненными интегральными потоками релятивистских электронов произведено для диапазона 0≤Kp<6 с прогнозируемым максимальным отношением потоков в 24.4139 раза при Kp=8 и с PE=0.8678.

Данилов А.Д., Бербенева Н.А. «Статистический анализ зависимости критической частоты foF2 от различных индексов солнечной активности» Геомагнетизм и аэрономия, 63, № 5, с. 619-629 (2023)

Для детального анализа того, как различные индексы солнечной активности описывают зависимости критической частоты ионосферного слоя F2, foF2, от этой активности, рассматриваются результаты вертикального ионосферного зондирования на ст. Juliusruh в два зимних месяца (январь и февраль), два равноденственных месяца (март и октябрь) и летний месяц июнь. Используются пять индексов солнечной активности: Ly-α, MgII, Rz, F30 и F10.7. Изменения foF2 сравниваются с соответствующими изменениями в 1957–1980 гг. В качестве меры качества описания зависимости FoF2 от солнечной активности каждым из индексов используется коэффициент определенности R² согласно F-тесту Фишера. Получено, что в зимние месяцы наблюдается хорошо выраженный суточный ход величины R² – эта величина в околополуденные часы выше, чем в ночные. Иначе говоря, днем все индексы лучше описывают поведение FoF2, чем ночью. Хорошо выраженный суточный ход R² наблюдается и в равноденственные месяцы для четырех индексов, тогда как для индекса Rz этот ход выражен гораздо хуже, и наблюдается сильный разброс значений R². В июне суточный ход величины R² отсутствует вовсе, и наблюдаются скачки этой величины от часа к часу. На основании проведенного анализа наиболее надежными для описания зависимости foF2 от солнечной активности для всех часов суток представляются индексы MgII, F30 и Ly-α

Деминов М.Г., Деминова Г.Ф., Депуев В.Х., Депуева А.Х. «Свойства изменчивости концентрации максимума F2-слоя над Алма-Атой при разных уровнях солнечной и геомагнитной активности» Геомагнетизм и аэрономия, 63, № 5, с. 630-637 (2023)

На основе часовых данных ст. Алма-Ата (43.2°N, 104°E) за 1958–1988 гг. проведен анализ свойств изменчивости концентрации максимума F2-слоя Nm при разных уровнях солнечной и геомагнитной активности. Для характеристик этой изменчивости использованы стандартное отклонение σ(x) флуктуаций Nm относительно спокойного уровня (x=(Nm/Nm₀–1)×100, %) и средний сдвиг этих флуктуаций x_ave. На этом пути создана эмпирическая модель концентрации максимума F2-слоя Nm₀ для низкой геомагнитной активности. Получено, что изменчивость Nm слабо зависит от уровня солнечной активности. Зависимость изменчивости Nm от геомагнитной активности является одной из основных, наряду с зависимостями этой изменчивости от времени суток и сезона. В целом дисперсия σ²(x) для спокойных условий меньше, чем для периодов высокой геомагнитной активности. Однако в периоды высокой геомагнитной активности дальнейший рост геомагнитной активности не приводит к увеличению дисперсии σ²(x). Насыщение в увеличении дисперсии σ²(x) при продолжающемся увеличении геомагнитной активности и отсутствие этого насыщения для среднего сдвига x_ave, по-видимому, является устойчивым свойством изменчивости ионосферы средних широт в периоды геомагнитных бурь. Этот вывод получен на основе дополнительного анализа изменчивости ионосферы по данным станций Иркутск и Ямагава (Yamagawa), которые расположены примерно на 10 градусов севернее и южнее ст. Алма-Ата соответственно.