Вернова Е.С., Тясто М.И., Баранов Д.Г. «Периодическая смена полярности фотосферного магнитного поля Солнца» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1269-1275 (2025)

Полярность магнитных полей Солнца демонстрирует попеременное чередование с периодами 1–3 года, что, возможно, связано с квазидвухлетними вариациями, которые обнаружены в различных параметрах солнечной активности, межпланетного пространства и в космических лучах. В работе исследованы вариации слабых магнитных полей фотосферы, что потребовало применения специальных методов обработки данных. Использовались синоптические карты фотосферного магнитного поля за период 1978–2016 гг. (NSO Kitt Peak). Для выделения вклада слабых магнитных полей порог насыщения для синоптических карт был установлен на уровне 5 Гс. На основе преобразованных синоптических карт была построена диаграмма широта-время. Для отобранных широт диаграммы выполнялось сглаживание, удаление тренда и подготовка данных к обработке быстрым преобразованием Фурье. На диаграмме широта-время в течение 4-х солнечных циклов (21–24) наблюдались 6 пространственно-временных участков с отчетливой циклической структурой. Диапазон периодов лежал в интервале от 0.5 до 4 лет с максимумом на 1.2 г. Амплитуда ripples значительно выше для тех интервалов, у которых полярное поле имело положительный знак. Этот эффект подтверждает связь вариаций ripples с полярностью 22-летнего магнитного цикла.

Гопасюк О.С. «Статистические свойства мягкого рентгеновского излучения во время мощных вспышечных событий» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1276-1287 (2025)

Представлены результаты сравнительного анализа количественных оценок температуры плазмы и меры эмиссии, полученные Geostationary Orbiting Environmental Satellite с февраля 2011 по декабрь 2022 года во время 38 эруптивных и 20 компактных вспышек класса GOES M5.0 и выше. Получены зависимости максимального потока SXR от энерговыделения, максимальной температуры и максимальной меры эмиссии. В тоже время нет никакой связи между максимальным потоком SXR и длительностью вспышки FWHM, определяемой полной шириной на половине максимума потока SXR. Поток магнитного пересоединения тесно связан с тепловой энергией и длительностью вспышки FWHM. Эруптивные вспышки, по сравнению с компактными, имеют более низкую среднюю максимальную температуру, но более высокую среднюю максимальную меру эмиссии. Длительность эруптивных вспышек больше. Это говорит о том, что крупные эруптивные вспышки, по сравнению с компактными, могут развиваться в более длинных петлях.

Ерофеев Д.В., Кузьменко И.В. «Пространственно-временные вариации энерговыделения во вспышке класса м по измерениям яркости вспышечных лент» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1288-1298 (2025)

Исследовались пространственно-временные изменения яркости во вспышечных лентах во время солнечной вспышки класса М6.8, которая началась 29.01.2024 г. в 03:54 UT. Для анализа использовались изображения SDO/AIA в канале 1600 Å, а также измерения ASO-S интегрального потока жесткого рентгена. По изображениям SDO/AIA построены распределения яркости вдоль восточной и западной лент в зависимости от времени. Анализ этих распределений показал присутствие следующих трех типов структур: (1) крупномасштабные структуры в виде перемещающихся вдоль лент "волн" яркости с пространственным размером 20″, причем в восточной ленте более интенсивны "волны", распространяющиеся с севера на юг, а в западной ленте – с юга на север; (2) вариации яркости минутного диапазона (3 мин и короче), амплитуда которых модулируется крупномасштабной "волной" яркости, распространяющейся с юга на север. Эти вариации проявляются в интегральных потоках ультрафиолетового и жесткого рентгеновского излучения в виде квазипериодических пульсаций; (3) яркие короткоживущие детали размером в несколько угловых секунд, которые образуют цепочки длительностью в несколько минут, дрейфующие с разной скоростью вдоль лент. При интерпретации результатов предполагается, что динамика яркости излучения лент отражает как динамику процесса ускорения частиц в токовом слое, так и структуру магнитного поля. Перемещение ярких структур разного масштаба вдоль лент может быть вызвано как распространением возмущений вдоль токового слоя, так и присутствием скрученных силовых линий в магнитной аркаде.

Ишков В.Н. «Текущий 25 цикл солнечной активности: фаза максимума» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1299-1309 (2025)

Эпоха пониженной солнечной активности, 2-м циклом которой является текущий 25, развивается в соответствии с наблюдательными правилами и закономерностями сценария солнечной цикличности. После низкого 24 солнечного цикла текущий, начавшийся в январе 2020 г., как и ожидалось, вошел в семейство средних по высоте солнечных циклов по темпу развития на февраль 2024 г. (61 мес. развития) и близок к максимуму, который ожидается в август–октябрь 2024 г. со значением W*=∼105 (∼161 в системе v2). Анализ и систематизация данных наблюдений в фазе максимума на ветви роста текущего цикла подтверждают эволюционные особенности, наблюдательные характеристики и основные этапы вспышечного энерговыделения солнечных циклов текущей эпохи солнечной активности.

Кашапова Л.К., Жмуркина А.Д., Шамсутдинова Ю.Н. «Место первичного энерговыделения и радиовсплески III типа во время начала мощной солнечной вспышки» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1310-1320 (2025)

Представлены результаты анализа начала импульсной фазы солнечной вспышки класса M6.5 по GOES, произошедшей 9 мая 2023 года. Временные профили события в различных спектральных диапазонах показывают сложную эволюцию, включая квазипериодические пульсации, наблюдавшиеся как в рентгеновском, так и в микроволновом диапазонах, а начало вспышки было связано с мощным радиовсплеском III типа. Пространственная структура, восстановленная на основе рентгеновских изображений ASO-S/HXI и микроволновых изображений Сибирского Радиогелиографа, указывает на существование вспышечной петли и рентгеновского источника высоких энергий в вершине петли на ранней фазе развития вспышки. Проведенная оценка скорости потоков электронов, сгенерировавших данный радиовсплеск III типа, позволила оценить возможное время задержки между всплесками, наблюдаемыми в метровом и микроволновом диапазонах. Согласно этой оценке, источник радиовсплесков III типа находился в области формирования излучения на частоте 1 ГГц. Однако соответствующие всплески на высоких частотах микроволнового диапазона и жестком рентгеновском излучении зафиксированы на 23 секунды раньше всплеска на 1 ГГц. Проведенный анализ указывает на то, что первоначальное энерговыделение произошло согласно оценке микроволновых и рентгеновских источников на высоте около 15 Мм, а источник радиовсплесков находился немного выше и имел вторичную природу.

Костюченко И.Г., Вернова Е.С. «Провал Гневышева в площади солнечных пятен: вклад больших групп солнечных пятен» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1321-1327 (2025)

Анализируются вариации индекса площади солнечных пятен как показателя эволюции мелкомасштабных сильных магнитных полей Солнца, наблюдаемых на поверхности фотосферы, в фазе максимума солнечных циклов 12–24. Дополнительно исследуется поведение аналогичных индексов, полученных для групп солнечных пятен с площадями, превышающими 500 msh и 1000 msh. Мы обнаружили, что временное уменьшение площади солнечных пятен (провал Гневышева) и соответствующая двухпиковая структура в максимуме солнечного цикла наблюдается в большинстве рассмотренных циклов. В каждом из широтных полушарий в большинстве циклов также наблюдается двухпиковая структура максимума, но эти вариации в полушариях не синхронны. Момент переполюсовки солнечного магнитного поля в каждом из широтных полушарий в разных циклах приходится на разные стадии эволюции провала активности, поэтому установить между ними однозначную связь не удается. Наиболее заметно провал Гневышева проявляется в эволюции площади групп солнечных пятен с площадью больше 500–1000 msh. Уменьшение площади именно этих групп в основном обеспечивает появление провала Гневышева в полной площади солнечных пятен. В циклах 21–24 рассматриваемый эффект в площади солнечных пятен в процентном отношении сравним с аналогичным в индексе энергии солнечного магнитного поля на поверхности фотосферы. Мы предполагаем, что наблюдаемый провал Гневышева в площади солнечных пятен может быть связан с тем, что эффективность формирования локальных сильных магнитных полей пятен чувствительна к быстрой перестройке структуры крупномасштабного магнитного поля Солнца и к изменению его энергии в период переполюсовки магнитного поля.

Сирук С.А., Майоров А.Г., Юлбарисов Р.Ф. «Эффективные энергии нейтронных мониторов по данным эксперимента AMS-02» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1328-1334 (2025)

Нейтронные мониторы широко используются для изучения вариаций потока космических лучей в гелиосфере. При работе с этими детекторами принято пользоваться величинами, отражающими характерную энергию частиц, формирующих отклик прибора. Одной из таких величин является эффективная энергия, которая определяется так, что темп счета нейтронного монитора остается пропорционален потоку первичных частиц с данной энергией в течение рассматриваемого промежутка времени. С привлечением данных эксперимента AMS-02 и сети нейтронных мониторов за 2011–2019 гг. определены экспериментальные значения эффективной энергии нейтронных мониторов для эффектов долговременной солнечной модуляции. Полученные значения лежат в пределах от 7 ГэВ для высокогорных полярных станций до 50 ГэВ в случае детекторов, расположенных в экваториальных широтах. Восстановлены значения эффективной энергии для проявлений солнечной модуляции на малых временных масштабах. Значения эффективной энергии в этих случаях оказываются систематически выше таковых для долговременной модуляции. Проведено сравнение полученных значений с результатами теоретических расчетов и показано, что теоретические значения эффективной энергии лишь качественно согласуются с полученными по экспериментальным данным.

Смирнова В.В., Цап Ю.Т., Моторина Г.Г., Моргачев А.С. «Особенности субтерагерцового излучения вспышки SOL20130416T07:30 рентгеновского класса С» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1335-1340 (2025)

Солнечные субтерагерцовые (суб-ТГц) события, характеризующиеся положительным наклоном частотного спектра в коротковолновой части, зачастую связаны со вспышками рентгеновских классов М и Х по классификации GOES. Для более слабых вспышек рентгеновского класса С суб-ТГц излучение наблюдается редко. Особенности энерговыделения и параметров плазмы для таких событий до конца не изучены. В работе исследуются особенности суб-ТГц излучения на разных фазах солнечной вспышки SOL20130416T07:30 рентгеновского класса С по данным наблюдений на радиотелескопе РТ-7.5 МГТУ им. Н.Э. Баумана на частотах 93 и 140 ГГц. Анализируется связь суб-ТГц, рентгеновского и крайнего ультрафиолетового излучения, а также вариаций температуры и меры эмиссии плазмы корональных петель. Рассмотрены модели суб-ТГц излучения на разных фазах вспышки. Показано, что корональная тепловая плазма может вносить определяющий вклад в суб-ТГц излучение на предимпульсной и пост-импульсной фазе вспышки.

Старченко С.В., Яковлева С.В. «Доминирующие спектры годовых чисел Вольфа и знакопеременных полей» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1341-1350 (2025)

Ряд среднегодовых чисел Вольфа W разлагается на спектральные Фурье-гармоники с явным доминированием периодичностей от десяти до двенадцати лет. Соответствующий знакопеременный ряд Q, по энергетическим и математическим соображениям, является рядом квадратных корней из W полей Солнца. Для Q получено еще более сильное доминирование гармонических спектральных мод, но с удвоенными периодами около 21-го (плюс-минус несколько лет) года. Остальные моды Q с более длинными и с более короткими периодами практически незначимы. В самых долговременных из рассматриваемых рядов наиболее значимые пять гармоник аппроксимируют исходный ряд с коэффициентом корреляции 69% для W и 92% для Q.

Топчило Н.А., Рахимов И.А., Андреева Т.С., Петерова Н.Г. «Результаты тестовых наблюдений прилимбовой зоны Солнца на волне 3.5 см на РТ-32 ИПА РАН» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1351-1362 (2025)

Наблюдения прилимбовой зоны имеют особое значение для исследований атмосферы Солнца, поскольку дают уникальную информацию о ее высотной структуре, содержащей большое количество нестационарных 3-х мерных деталей разных типов и размеров. Однако наличие сильного высотного градиента яркости в этой зоне вызывает значительные трудности ее наблюдения. Для решения этой задачи с использованием радиотелескопов ИПА РАН предложен оригинальный метод – круговое сканирование. Представлены первые результаты тестовых наблюдений, проведенных в период апрель 2024 года – февраль 2025 года на радиотелескопе РТ-32 обсерватории "Светлое" на длине волны 3.5 см. Показано, что при ширине диаграммы направленности РТ-32 в 4 угловые минуты, отдельные детали активных областей легко идентифицируются во всей зоне лимба, что весьма проблематично, например, для радиотелескопов типа АПП. Радиотелескоп РТ-32 также успешно обнаруживает слабые источники достаточно крупного размера над солнечным лимбом. Определены задачи, которые удобно решать предложенным методом, и направление совершенствования методики наблюдения. Использование наблюдений на всех трех обсерваториях ИПА в дальнейшем позволит обеспечить суточный мониторинг активности Солнца практически в период всего светового дня.

Бакунина И.А., Мельников В.Ф., Шаин А.В., Кузнецов С.А., Абрамов-Максимов В.Е. «Взаимное расположение магнитных жгутов и источников микроволнового излучения в эруптивных вспышках» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1363-1373 (2025)

Рассмотрена связь особенностей положения и ориентации магнитных жгутов в активной области (АО) с источниками микроволнового (17 ГГц) излучения и излучения в крайнем ультрафиолетовом диапазоне (EUV) при возникновении эруптивных вспышек, сопровождающихся корональными выбросами массы, и вспышек с "запертой" эрупцией. Приведены примеры эруптивных событий, демонстрирующие пространственное совпадение микроволновых источников с расположением магнитных жгутов в АО, восстановленных при трехмерном моделировании. Установлено, что локализация магнитных жгутов совпадает с максимумами радиояркости на 17 ГГц в момент пика вспышки. Связь магнитных жгутов с поляризованным радиоизлучением и с излучением в крайнем ультрафиолетовом диапазоне во время максимума яркости вспышки свидетельствует о том, что вспышечные аркады совпадают пространственно с расположением жгутов в АО.

Якунина Г.В. «Распространение и взаимодействие корональных выбросов масс» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1374-1383 (2025)

Корональные выбросы массы (КВМ) на Солнце взаимодействуют с различными структурами. Взаимодействие между КВМ и магнитными полями в короне и межпланетном пространстве, а также солнечным ветром определяет распространение и эволюцию самого КВМ. Представлен обзор результатов наблюдений распространения и взаимодействия КВМ–КВМ за последние годы. Продолжительность столкновения может превышать 10 часов. Взаимодействие КВМ–КВМ может привести к изменению скорости и направления распространения КВМ. Наблюдательные и численные исследования показали, что кинематические характеристики двух или более КВМ могут существенно измениться после взаимодействия КВМ.

Романов К.В., Романов Д.В., Романов В.А., Степанов Е.А., Лебедев А.А., Маскаев В.А. «Влияние вихревой структуры на динамику подъема магнитного поля в солнечную атмосферу» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1384-1391 (2025)

Протекание электрических токов внутри тонкой магнитной трубки генерирует вихревую структуру магнитного поля и способно влиять на движение магнитной трубки в конвективной зоне и атмосфере Солнца. Натяжение магнитных силовых линий обеспечивает распространение внутри трубки крутильных волн, а также вращение трубки вокруг оси из-за возникающих моментов сил. При выходе на фотосферный уровень вращение вокруг оси зарождающихся солнечных пятен регистрируется на магнитографе непосредственно. Хотя эффект вращения небольшой, изучение направлений вращения в лидирующем и ведомом пятнах, сравнение направлений вращения и закрутки вихревого магнитного поля в северном и южном полушариях позволяют получить важную информацию по механизму генерации магнитных полей на Солнце (механизму Динамо), а также по изучению временной эволюции крупномасштабных магнитных структур в конвективной зоне на различных стадиях цикла солнечной активности.

Шляпников А.А., Горбачев М.А. «DH Car – звезда Эйнара Герцшпрунга. К столетию со дня открытия» Геомагнетизм и аэрономия, 65, № 9, с. 1392-1396 (2025)

Дается краткая историческая справка об открытии DH Car – первой вспыхивающей звезды М класса, которая стала прототипом для исследования аналогичной солнечной активности у звезд. Сообщается известная информация и идентификации звезды по базам данных и каталогам. По наблюдениям, выполненным обсерваторией TESS, исследуется вспышечная активность DH Car. Представлена информация об энергии вспышек и продемонстрированы наиболее характерные из них. Представлен наблюдаемый спектр DH Car в сравнении с теоретической моделью. Отдельно рассмотрены наблюдения области звезды в диапазонах рентгеновского и радиоизлучения.