Смирнова В.В., Цап Ю.Т., Рыжов В.С. «Предимпульсное вспышечное энерговыделение по данным субтерагерцового и рентгеновского излучения Солнца» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 119, № 1, с. 5-10 (2023)

Изучены временные задержки между профилями рентгеновского и субтерагерцового (суб-ТГц) излучения в начальной фазе вспышек с целью выяснения природы нагрева переходной области и верхней хромосферы Солнца. Анализ ряда событий показывает, что для некоторых событий суб-ТГц излучение в начале вспышек опережает жесткое рентгеновское на 3–6 минут. Электронная теплопроводность корональной плазмы не может обеспечить эффективный нагрев переходной области и плазмы в области хромосферы, что предполагает тепловое вспышечное энерговыделение непосредственно на уровне хромосферы.

Рыжов В.С., Шиврина П.И., Смирнова В.В. «Исследование поляризации миллиметрового излучения солнечных вспышек» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 119, № 1, с. 11-18 (2023)

Приведены оценки степени поляризации солнечных вспышек, зарегистрированных с помощью радиотелескопа РТ-7.5 МГТУ им. Н.Э. Баумана на частоте 93 ГГц. На основе данных картографирования полного солнечного диска определены временные профили интенсивности на правой и левой круговой поляризации для нескольких событий марта – июня 2022 г. Оценка верхнего предела степени круговой поляризации для максимальной фазы исследованных вспышек составила 5%.

Купряков Ю.А., Бычков К.В., Белова О.М., Горшков А.Б., Коtrс Р. «Наблюдение солнечной вспышки SOL 2015-10-01 и расчет ее излучения в модели наложения нагретых слоев» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 119, № 1, с. 19-26 (2023)

Цель работы – изучение поведения кривых интенсивности излучения в линиях Hα, Hβ, D3, H Ca II и Ca IR 8542 Å в процессе развития вспышки и сравнение результатов с расчетными значениями. Наблюдения проводились на горизонтальной солнечной установке HSFA-2 (Ondrejov Observatory) с использованием ПЗС-матриц. Для обработки была отобрана вспышка 2015–10–01 класса M 4.5 в активной области NOAA 12422, для которой были определены абсолютные значения потоков в спектральных линиях. Показано, что наблюдениям удовлетворяет модель нагрева хромосферного газа потоком магнитогидродинамических волн из конвективной зоны и его ионизация и возбуждение потоком надтепловых частиц из короны. Выполнены расчеты в линиях водорода, иона Ca II и атома гелия с учетом основных процессов, определяющих излучение газа, непрозрачного в спектральных линиях. Показано, что в начале вспышки излучение в линиях Ca II исходит из холодной, с температурой около 5400 K, области в полутени пятна. Плоский декремент бальмеровской серии в сочетании с большим потоком в линиях кальция свидетельствует о неоднородности излучающей области по вертикали. Излучение в линии гелия D3 в значительной части обусловлено надтепловыми частицами.

Боровик А.В. «Солнечные вспышки малой мощности в линии Hα: результаты исследований» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 119, № 1, с. 27-41 (2023)

Обобщаются результаты многолетних исследований вспышек малой мощности в линии Hα (оптический класс S), полученные с использованием данных международного вспышечного патруля, наблюдательных материалов в линии 6563 Å Байкальской астрофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН и телескопов GONG, наблюдений обсерваторий SDO, SOHO и Kitt Peak. В результате проведенных исследований получены уточненные, статистически достоверные и наиболее полные на сегодняшний день данные о пространственно-временных параметрах солнечных вспышек, оценена их полная энергия в оптическом диапазоне длин волн. Установлено, что вспышки малой мощности (малые вспышки) образуют на Солнце плотные скопления – центры вспышечной активности (ЦВА), связанные с областями всплывающих магнитных потоков. Обнаружено, что такие вспышки возникают вблизи локальных мелкомасштабных короткоживущих линий раздела полярности (ЛЛРП) продольного магнитного поля. Одной из выявленных закономерностей возникновения малых вспышек является возрастание градиента магнитного поля на отдельных участках ЛЛРП в области вспышки. Продолжительность роста составляет от 40 минут до 1.5 часов. Максимального градиента (1.3-1.5 Гс/км) магнитное поле достигает на момент возникновения вспышки. Результаты исследования показывают, что вспышки малой мощности обладают схожими с крупными вспышками сценариями развития: сопровождаются активизациями и эрупцией волокон, имеют взрывную фазу, сопровождаются излучением разной мощности в рентгеновском и радиодиапазонах, потоками протонов. Среди них встречаются вспышки, покрывающие тени солнечных пятен, двухленточные и белые вспышки. Полученные результаты могут быть использованы для диагностики нестационарных процессов на Солнце, прогноза солнечной активности и геоэффективных солнечных событий.

Котов В.А. «Магнитные циклы солнца и резонансы Солнечной системы» Известия Крымской астрофизической обсерватории, 119, № 1, с. 42-47 (2023)

DOI: https://doi.org/10.34898/izcrao-vol119-iss1-pp42-47