Солнечно-земная физика, 2017, том 3, № 4

Объявление о включении журнала в библиографическую базу Web of Science 
 
Уважаемые читатели! 
 
Рады сообщить вам, что, согласно письму директора отдела издательских отношений 
Clarivate Analytics Мариан Холлингсуорт (Marian Hollingsworth), англоязычный вариант 
нашего журнала прошел отбор для включения в базу цитирования Emerging Sources 
Citation Index библиографической системы Web of Science и начиная с 2017 г. будет 
индексироваться в указанной базе.  
 
Редакция 

======================================================================================================== 

Письмо директора издательских отношений Clarivate Analytics  
Мариан Холлингсуорт (Marian Hollingsworth) 
 
 
Clarivate Analytics 

1500 Spring Garden St. 4th Floor 
Philadelphia PA 19130 
Tel (215)386-0100 (800)336-4474 
Fax (215)823-6635 
 
November 7, 2017 
 
Publications Director  
Naucno-Izdatelskij Centr Infram 
 
Dear Publications Director, 
 
I am pleased to inform you that Solar-Terrestrial Physics has been selected for coverage in Clarivate Analytics products and 
services. Beginning with 2017, this publication will be indexed and abstracted in: 

♦   Emerging Sources Citation Index 

 
If possible, please mention in the first few pages of the journal that it is covered in these Clarivate Analytics services. 

Would you be interested in electronic delivery of your content? If so, we have attached our Journal Information Sheet for your 
review and completion. 

In the future Solar-Terrestrial Physics may be evaluated and included in additional Clarivate Analytics products to meet the needs 
of the scientific and scholarly research community. 
 
Thank you very much. 

Sincerely, 
 

 
 
Marian Hollingsworth  
Director, Publisher Relations 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Clarivate Analytics 

СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА 

Свидетельство о регистрации 
средства массовой информации  
от 17 октября 2017 г. ПИ № ФС77-71337 
Издается с 1963 года 

ISSN 2412-4737

              DOI: 10.12737/issn. 2412-4737 
              Том 3, № 4, 2017. 117 с. 

Выходит 4 раза в год

Учредители: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт солнечно-земной физики 
Сибирского отделения Российской академии наук 

Федеральное государственное бюджетное учреждение «Сибирское отделение Российской академии наук»

SOLAR-TERRESTRIAL PHYSICS 

Certificate of registration 
of mass media  
from October 17, 2017. ПИ № ФС77-71337 
The edition has been published since 1963 

ISSN 2412-4737

               DOI: 10.12737/issn. 2412-4737 
               Vol. 3, Iss. 4, 2017. 117 p. 

Quarterly

Founders: Institute of Solar-Terrestrial Physics of Siberian Branch of Russian Academy of Sciences 

Siberian Branch of the Russian Academy of Sciences

Состав редколлегии журнала 
 
 
Editorial Board 
 

Жеребцов Г.А., академик —
главный редактор, ИСЗФ СО РАН

Zherebtsov G.A., Academician, Editor-in-Chief, 
ISTP SB RAS

Степанов А.В., чл.-кор. РАН —
заместитель главного редактора, ГАО РАН

Stepanov A.V., Corr. Member of RAS, 
Deputy Editor-in-Chief, GAO RAS

Потапов А.С., д-р физ.-мат. наук —
заместитель главного редактора, ИСЗФ СО РАН

Potapov A.S., D.Sc. (Phys.&Math), 
Deputy Editor-in-Chief, ISTP SB RAS

Члены редколлегии
Members of the Editorial Board  

Алтынцев А.Т., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Altyntsev A.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Белан Б.Д., д-р физ.-мат. наук, ИОА СО РАН
Belan B.D., D.Sc. (Phys.&Math.), IAO SB RAS

Гульельми А.В., д-р физ.-мат. наук, ИФЗ РАН
Guglielmi A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), IPE RAS

Деминов М.Г., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН
Deminov M.G., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN

Ермолаев Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН
Yermolaev Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS

Лазутин Л.Л., д-р физ.-мат. наук, НИИЯФ МГУ
Lazutin L.L., D.Sc. (Phys.&Math.), SINP MSU

Леонович А.С., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Leonovich A.S., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Мареев Е.А., чл.-кор. РАН, ИПФ РАН
Mareev E.A., Corr. Member of RAS, IAP RAS

Мордвинов А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Mordvinov A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Обридко В.Н., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН
Obridko V.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN

Перевалова Н.П., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Perevalova N.P., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Потехин А.П., чл.-корр. РАН, ИСЗФ СО РАН
Potekhin A.P., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS

Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук,
ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН

Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.),
Scientific Secretary, ISTP SB RAS 

Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ РАН
Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI KSC RAS

Сомов Б.В., д-р физ.-мат. наук, ГАИШ МГУ
Somov B.V., D.Sc. (Phys.&Math.), SAI MSU

Стожков Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ФИАН
Stozhkov Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), LPI RAS

Тащилин А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Tashchilin A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Уралов А.М., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Uralov A.M., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Лестер М., проф., Университет Лестера, Великобритания
Lester M., Prof., University of Leicester, UK

Йихуа Йан, проф., Национальные астрономические
обсерватории Китая, КАН, Пекин, Китай 

Yan Yihua, Prof., National Astronomical Observatories,
Beijing, China 

Панчева Дора, проф., Национальный институт геодезии, 
геофизики и географии БАН, София, Болгария

Pancheva D., Prof., Geophysical Institute, Bulgarian
Academy of Sciences, Sofia, Bulgaria 

Полюшкина Н.А., ответственный секретарь редакции,
ИСЗФ СО РАН

Polyushkina N.A., Executive Secretary of Editorial Board,
ISTP SB RAS 

СОДЕРЖАНИЕ

Боровик А.В., Жданов А.А. Статистические исследования солнечных вспышек малой мощности.

Продолжительность главной фазы ……………………………………………………………………….
5–16 

Пилипенко В.А., Козырева О.В., Беддели Л., Лорентцен Д., Белаховский В.Б. Подавление 

поверхностных мод на дневной магнитопаузе …………………….......................................................... 17–26 

Гульельми А.В., Клайн Б.И., Потапов А.С. Северно-южная асимметрия ультранизкочастот
ных колебаний электромагнитного поля Земли …………………………………………………………
27–33 

Клименко В.В. О распределении по небесной сфере интенсивности синхротронного радиоиз
лучения релятивистских электронов, захваченных в магнитном поле Земли ………………...............
34–46 

Пархомов В.А., Бородкова Н.Л., Еселевич В.Г., Еселевич М.В., Дмитриев А.В., Чиликин В.Э.

Особенности воздействия диамагнитной структуры солнечного ветра на магнитосферу Земли …… 47–62 

Бархатова О.М., Косолапова Н.В., Бархатов Н.А., Ревунов С.Е. Событие синхронных воз
мущений в ионосфере и геомагнитном поле над станцией Казань …………………………………….. 63–73 

Деминов М.Г., Деминова Г.Ф., Депуев В.Х., Депуева А.Х. Зависимость медианы критической 

частоты F2-слоя на средних широтах от геомагнитной активности …………………………………... 74–81 

Ишин А.Б., Перевалова Н.П., Воейков С.В., Хахинов В.В. Первые результаты регистрации 

ионосферных возмущений по данным сети SibNet приемников ГНСС в активных космических 
экспериментах ……………………………………………………………………………………………...

 
82–92 

Ишин А.Б., Воейков С.В., Перевалова Н.П., Хахинов В.В. Комплексный анализ реакции ионо
сферы на работу двигательных установок ТГК «Прогресс» по данным ГНСС-приемников в Байкальском регионе ..........................................................................................................................................

 
93–103 

Кузьменко В.С., Янчуковский В.Л. Распределение плотности температурных коэффициентов 

для мюонов в атмосфере ………………………………………………………………………………….. 104–116 

CONTENTS

Borovik A.V., Zhdanov A.A. Statistical research into low-power solar flares. Main phase duration ….
5–16

Pilipenko V.A., Kozyreva O.V., Baddeley L., Lorentsen D., Belakhovsky V.B. Suppression of the 

dayside magnetopause surface modes ……....................................................................................................
17–26 

Guglielmi A.V., Klain B.I., Potapov A.S. North-south asymmetry of ultra-low-frequency oscillations 

of Earth’s electromagnetic field …………………………………………………………………………….. 27–33 

Klimenko V.V. Sky-distribution of intensity of synchrotron radio emission of relativistic electrons 

trapped in Earth’s magnetic field …………………………………………………………………………… 34–46 

Parkhomov V.A., Borodkova N.L., Eselevich V.G., Eselevich M.V., Dmitriev A.V., Chilikin V.E.

Features of the impact of the solar wind diamagnetic structure on Earth’s magnetosphere ………………... 47–62 

Barkhatova O.M., Kosolapova N.V., Barkhatov N.A., Revunov S.E. Synchronization of geomagnetic 

and ionospheric disturbances over Kazan station …………………………………………………………... 63–73 

Deminov M.G., Deminova G.F., Depuev V.Kh., Depueva A.Kh. Dependence of the F2-layer critical 

frequency median at midlatitudes on geomagnetic activity …………............................................................ 74–81 

Ishin A.B., Perevalova N.P., Voeykov S.V., Khakhinov V.V. First results of registering ionospheric 

disturbances obtained with SibNet network of GNSS receivers in active space experiments ……………... 82–92 

Ishin A.B., Voeykov S.V., Perevalova N.P., Khakhinov V.V. Complex analysis of the ionospheric 

response to operation of “Progress” cargo spacecraft according to the data of GNSS receivers in Baikal 
region ……………………………………………………………………………………………………….. 93–103 

Kuzmenko V.S., Yanchukovsky V.L. Distribution of temperature coefficient density for muons in the 

atmosphere ………………………………………………………………….................................................. 104–116 

Солнечно-земная физика. 2017. Т. 3. № 4 
 
 
 
         Solar-Terrestrial Physics. 2017. Vol. 3. Iss. 4 

5 

УДК 523.98 
 
 
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 15.08.2017 
DOI: 10.12737/szf-34201701 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 15.11.2017 

СТАТИСТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК 
МАЛОЙ МОЩНОСТИ. ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОСТЬ ГЛАВНОЙ ФАЗЫ 

STATISTICAL RESEARCH INTO LOW-POWER SOLAR FLARES. 
MAIN PHASE DURATION 
 
А.В. Боровик 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, aborovik@iszf.irk.ru 
А.А. Жданов 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, kick.out@mail.ru 

A.V. Borovik 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, aborovik@iszf.irk.ru 
A.A. Zhdanov 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, kick.out@mail.ru 

 
Аннотация. Работа является продолжением серии работ, посвященных исследованию временных 
параметров солнечных вспышек в линии Нα. По 
данным международного вспышечного патруля 
сформирована электронная база солнечных вспышек 
за период 1972–2010 гг. Статистический анализ 
времени спада яркости вспышек показал, что с ростом класса площади и яркости продолжительность 
главной фазы увеличивается. Определены средние 
продолжительности главных фаз вспышек классов 
площади S, 1, 2–4. Установлено, что время спада 
яркости зависит от типа и особенностей развития 
солнечных вспышек. Самую короткую главную фазу 
имеют вспышки с одним центром повышенной яркости внутри вспышечной области, самую продолжительную — вспышки, имеющие несколько максимумов интенсивности, и двухленточные вспышки. 
Выделено более 3000 вспышек со сверхпродолжительным временем спада (более 60 мин). Для 90 % 
таких вспышек время спада яркости составляет 2–3 ч, 
а в отдельных случаях достигает 12 ч. 
Ключевые слова: солнечная активность, солнечные вспышки. 

Abstract. This paper is a sequel to earlier papers on 
time parameters of solar flares in the Hα line. Using 
data from the International Flare Patrol, an electronic 
database of solar flares for the period 1972–2010 has 
been created. The statistical analysis of the duration of 
the main phase has shown that it increases with increasing flare class and brightness. It has been found that the 
duration of the main phase depends on the type and features of development of solar flares. Flares with one 
brilliant point have the shortest main phase; flares with 
several intensity maxima and two-ribbon flares, the 
longest one. We have identified more than 3000 cases 
with an ultra-long duration of the main phase (more 
than 60 minutes). For 90 % of such flares the duration 
of the main phase is 2–3 hrs, but sometimes it reaches 
12 hrs. 
Keywords: solar activity, solar flares. 
 
 
 
 
 
 
 

 
ВВЕДЕНИЕ 

Как известно, солнечные вспышки проходят две 
основные стадии развития: начальную (флэш-фазу) 
и главную (основную) фазу. За время флэш-фазы 
интенсивность вспышки возрастает до максимальных значений. В главной фазе она медленно снижается и примерно за час достигает уровня яркости 
флоккулов. В отдельных случаях спад интенсивности может продолжаться в течение суток [Смит, 
Смит, 1966; Svestka, 1976; Алтынцев и др., 1982; 
Прист, 1985]. 
Подробные статистические исследования флэшфазы были выполнены в работе [Боровик, Жданов, 
2018]. Настоящая работа посвящена исследованию 
времени спада яркости — продолжительности основной (главной) фазы вспышек. Особое внимание 
уделяется вспышкам малой мощности с площадью 
менее 2 кв. град., составляющим подавляющее 
большинство всех происходящих на Солнце вспышек (более 90 %). В последние десятилетия в этой 
области были проведены отдельные исследования 

[Temmer et al., 2001; Giersch, 2013; Potzi et al., 2014]. 
Результаты более ранних работ получены по относительно небольшим выборкам данных по первой 
международной классификации солнечных вспышек 
1956 г. 
 
БАЗА ДАННЫХ 
И ЕЕ АНАЛИЗ 

Электронная база солнечных вспышек была сформирована на основе каталогов Solar Geophysical Data 
(SGD) и Quarterly Bulletin on Solar Activity за период с 
1972 по 2010 г. в соответствии с современной оптической классификацией вспышек. В нее вошли параметры 123 801 вспышки, из которых 110 778 составляли вспышки малой мощности, 11 280 — вспышки 
класса площади 1 и 1743 — вспышки класса 2 и выше. 
В исходных каталогах исправлены ошибки, опечатки, 
неточности. Исключено дублирование одних и тех же 
событий. Учтены случаи, когда станции не сообщали 
класс яркости или площади, время начала, максимума, 
окончания вспышки и др. 

А.В. Боровик, А.А. Жданов  
 
 
 
 
 
 
      A.V. Borovik, A.A. Zhdanov 

6

Как неоднократно отмечалось [Абраменко и др., 

1960; Warwik, 1965; Смит, Смит, 1966; Копецкая, 
Копецкий, 1971; Ward et al., 1973; Россада, 1977; 
Боровик, Жданов, 2017], данные международного 
вспышечного 
патруля 
страдают 
определенной 
неоднородностью. В частности, 
по групповым 
сообщениям 
станций 
времена 
максимума 
и 
окончания вспышек могут не совпадать. Поэтому 
была проведена оценка дисперсии времени спада 
яркости для более чем 20 000 групповых сообщений 
патрульных станций. Предварительно из групп были 
исключены данные, полученные визуально, при 
плохих условиях наблюдения, и обобщенные данные, а также сообщения, отмеченные классификаторами неопределенности установленных моментов 
времени (D, E, U и *). В каждой группе определены 
среднеквадратичные отклонения времени спада (σ), 
которые затем были усреднены в соответствии с 
классом площади и баллом вспышек (табл. 1, рис. 1): 

(
)

2

1

1
.
1

n

i
i
x
x
n
=
σ =
−
− ∑
 
 

Из полученных результатов следует, что с ростом класса площади и балла вспышек σ  постепенно 
возрастает от 4.1 до 15.8 мин. 
Чтобы снизить дисперсию, как правило, используют большие выборки данных или наблюдения отдельно взятой станции. В настоящей работе реализованы оба подхода. 

Таблица 1 

N
σ

SF
8433
4.1

SN
2991
5.4

SB
699
5.3

1F
161
6.0

1N
469
8.2

1B
395
8.6

(2–4)F
13
9.5

(2–4)N
65
9.3

(2–4)B
161
15.8

S
16 352
4.9

1
1697
8.7

2–4
359
14.3

 

Рис. 1. Изменение σ  в зависимости от класса площади 
вспышек 

ВРЕМЯ СПАДА 
ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК 
ПО ДАННЫМ ВСЕХ СТАНЦИЙ 

При проведении статистического анализа, как и в 
работе [Боровик, Жданов, 2018], на данные был 
наложен ряд ограничений.  
• Не рассматривались вспышки, наблюдаемые 
при плохом качестве изображения, и вспышки, параметры которых оценивались визуально.  
• Из-за возможных ошибок в определении 
площади и балла вспышек вблизи края солнечного 
диска из базы данных были исключены вспышки 
класса площади S и 1, произошедшие далее 65° от 
центрального меридиана. Для крупных вспышек (2–4) 
такое ограничение не вводилось.  
• В групповых сообщениях мы отказались от 
обобщенных и отягощенных классификаторами неопределенности данных. После применения всех 
указанных выше критериев отбора предпочтение отдавалось наблюдениям той станции, которая в базе 
данных имела больше всего сообщений.  
В результате проведенной селекции общее число 
вспышек составило 84 628. Распределение их по времени спада яркости (в процентах от общего числа 
вспышек с шагом 1 мин) приведено на рис. 2. Вертикальной штриховой линией отмечено положение 
медианы. В увеличенном масштабе показан хвост 
распределения (ось справа). 
Полученное распределение довольно протяженное 
и асимметричное. Часть вспышек имела продолжительность главной фазы более 240 мин (на рисунке не 
показаны). Для того чтобы более точно определить 
основные статистические параметры распределения, 
его размах был ограничен 191 минутой — временем, 
когда непрерывность распределения нарушалась. Неучтенные вспышки (69) составили 0.08 %. В дальнейшем расчет статистических параметров проводился в 
границах только этого временного интервала. 
На рис. 3–5 показаны распределения по времени 
спада яркости каждого класса площади и балла 
вспышек. 
Статистические параметры распределений приведены в табл. 2. В таблице указано количество 
вспышек (N), среднее время спада яркости с доверительным интервалом (
),
t ± α
 модальные (Мо) и ме
дианные (Ме) параметры распределений, временные 

Таблица 2 

N
t ± α  
Mo 
Me 
Δt 

SF
55069
12.8±0.1
4
9
1–26

SN
18098
16.6±0.2
8
12
1–34

SB
3817
20.0±0.6
8
15
1–41

1F
1919
29.7±1.0
12
24
1–59

1N
2843
33.2±1.0
17
27
1–66

1B
1563
40.1±1.4
21
33
1–76

(2–4)F
166
41.3±5.0
17
33
1–84

(2–4)N
446
52.0±3.3
16
44
1–105

(2–4)B
638
63.0±3.1
35
55
1–121

S
76984
14.1±0.1
4
10
1–29

1
6325
33.8±0.6
12
27
1–66

2–4
1250
56.3±2.1
35
48
1–111

Σ
84559
16.2±0.1
4
11
1–34

Статистические исследования солнечных вспышек малой мощности…           Statistical research into low-power solar flares…

7

 

Рис. 2. Распределение солнечных вспышек по времени спада яркости 

 

Рис. 3. Распределение вспышек класса площади S по времени спада яркости 
 
интервалы для 90 % вспышек (Δt). Последние четыре 
строки отведены для классов вспышек и суммарных 
данных (Σ). Здесь и далее временные параметры 
указаны в минутах. 

(
)
(
)
,
1
,
1
,
t
P n
t
P n
n
n

σ
σ
− Ω
−
≤ α ≤
+ Ω
−
 
 

где t  — среднее время спада; n — число данных; Р — 

доверительная вероятность (95 %); Ω — коэффициент 
Стьюдента (1.96). 
Изменение статистических параметров с ростом 
класса площади вспышек показано на рис. 6. 
Из полученных результатов следует, что с ростом класса площади и балла вспышек средняя продолжительность главной фазы увеличивается: t  
возрастает от 12.8 до 63 мин, мода смещается от 4 
до 35 мин, медиана — от 9 до 55 мин. Увеличиваются 

А.В. Боровик, А.А. Жданов  
 
 
 
 
 
 
      A.V. Borovik, A.A. Zhdanov 

8

 

Рис. 4. Распределение вспышек класса площади 1 по времени спада яркости 
 
также временные интервалы для 90 % вспышек, 
среднеквадратичные 
отклонения. 
Уменьшаются 
асимметрия и эксцесс распределений. 
Несмотря на то, что доверительные интервалы 
для вспышек отдельных баллов довольно широкие 
(например, для вспышек (2–4)F), хорошо прослеживается связь времени спада интенсивности с яркостными характеристиками вспышек (табл. 3, 2). 
 
ВРЕМЯ СПАДА 
ЯРКОСТИ ВСПЫШЕК 
ПО ДАННЫМ ОБСЕРВАТОРИЙ 
HOLL, LEAR, RAMY 

Аналогичные исследования были выполнены по 
данным трех обсерваторий: HOLL — Holloman Solar 
Observatory (США), LEAR — Learmonth Solar Observatory (Австралия) и RAMY — Ramey Solar Observatory 
(Пуэрто-Рико). Количество вспышек дано в табл. 4, 
параметры распределений приведены на рис. 7, 8. 

Таблица 3 

Яркость
N
t ± α
Mo
Me
Δt

F
69310
13.0±0.1
4
9
1–27

N
25892
18.9±0.2
8
13
1–39

B
7066
28.4±0.6
8
20
1–62

По данным обсерваторий HOLL, LEAR и RAMY 
средние времена спада яркости вспышек малой 
мощности фактически совпадают (рис. 7, 8, а). Для 
вспышек более высоких классов площади они расходятся в пределах интервала рассеяния .
σ  
Полученные результаты также подтверждают 
рост продолжительности главной фазы с увеличением 
балла и класса площади вспышек. 
В результате проведенного на большом статистическом материале исследования впервые определены средние продолжительности главных фаз 
вспышек классов площади S, 1 и 2–4 (табл. 5, колонка II). В колонке I представлены результаты 
[Temmer et al., 2001]. 

Статистические исследования солнечных вспышек малой мощности…           Statistical research into low-power solar flares…

9

 

Рис. 5. Распределение вспышек классов площади 2–4 по времени спада яркости 
 
Таблица 4 

 
Количество

все станции
HOLL
LEAR
RAMY

SF
55069
14224
11815
8347

SN
18098
2565
1638
1971

SB
3817
974
342
838

1F
1919
326
453
175

1N
2843
420
446
199

1B
1563
368
249
199

(2–4)F
166
27
35
9

(2–4)N
446
59
78
29

(2–4)B
638
156
150
79

S
76984
17763
13795
11156

1
6325
1114
1148
573

2–4
1250
242
263
117

Σ
84559
19119
15206
11846

Меньшее, чем у [Temmer et al., 2001], число использованных при статистическом анализе данных 
связано с более жестким подходом к отбору вспышек класса площади S и 1. 

 

Рис. 6. Изменение статистических параметров распределений с ростом класса площади вспышек 

А.В. Боровик, А.А. Жданов  
 
 
 
 
 
 
      A.V. Borovik, A.A. Zhdanov 

10

 
Таблица 5 
 

Класс 
Кол-во
Среднее
Мода
Медиана

I
II
I
II
I
II
I
II

S
85649
76984
–
14.1
–
4
10
10

1
9176
6325
–
33.8
–
12
22
27

2–4
1120
1285
–
61.0
–
35
45
49

Σ
95945
84559
15.5
16.2
8
4
11
11

 

Рис. 7. Изменение статистических параметров распределений с ростом класса площади вспышек по данным обсерваторий HOLL, LEAR, RAMY 

 

Рис. 8. Изменение среднего времени спада яркости вспышек с ростом класса площади (а) и балла вспышек (б) по данным 
обсерваторий HOLL, LEAR, RAMY и всех станций. Вертикальными линиями показаны интервалы рассеяния σ  (рис. 1) 
 
ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОСТЬ 
ВРЕМЕНИ СПАДА ЯРКОСТИ 
ДЛЯ ОТДЕЛЬНЫХ 
ТИПОВ ВСПЫШЕК 

Наряду с хорошо прослеживаемой тенденцией роста продолжительности главной фазы с увеличением 
класса площади вспышки обращает на себя внимание 
тот факт, что распределения в значительной степени 
перекрываются между собой (рис. 9, а). В результате 
в пределы временного интервала Δt=1–111 мин, 

характерного для 90 % крупных вспышек, попадает 
до 99.9 % вспышек малой мощности и 98.1 % вспышек класса площади 1. 
График на рис. 10 показывает, что функциональная зависимость между временем спада яркости и 
площадью вспышки отсутствует. Рассеяние довольно 
значительное, особенно для вспышек малой мощности. Коэффициент корреляции не превышает 0.4. 
Чтобы выяснить, чем может быть обусловлена 
тенденция роста t  с увеличением класса площади, 
был проведен аналогичный статистический анализ 

Статистические исследования солнечных вспышек малой мощности…           Statistical research into low-power solar flares…

11

 

Рис. 9. Панель а — распределение вспышек классов площади S, 1, 2–4 по времени спада: сплошная линия — вспышки класса площади S; штриховая — вспышки класса 1; пунктирная — вспышки класса 2–4; в увеличенном масштабе показаны хвосты распределений. Панель б — кривые накопленных частот; в таблице указаны временные интервалы для 50 и 
90 % вспышек 
 
для отдельных типов вспышек. О некоторых из них 
станции сообщают в виде ремарок (remarks). Система 
ремарок, введенная международной патрульной 
службой [Solar-Geophysical Data, 1983], в общих 
чертах характеризует тип вспышки, сопутствующие 
и сопровождающие ее события, область возникновения, размер активной области и др. Ниже приводится список наиболее важных ремарок: 
• D — Brilliant point; 
• E — Two or more brilliant points; 
• G — No visible spots nearby; 
• H — Flare accompanied by high-speed dark 
filament; 
• K — Several intensity maxima; 
• L — Existing filaments suddenly active; 
• M — White-light flare; 
• R — Asymmetry in H-alpha line suggests high 
speed mass ejection; 

• S — Brightness followed filament disappearance 
in same position; 
• U — Two bright branches, parallel or converging; 
• V — An explosive phase: important expansion in 
about 1 min that often includes a significant intensity 
increase; 
• W — Great area increase after time of maximum 
brightness; 
• Z — Major sunspot umbra covered by flare. 
Обозначенные выше особенности наблюдаются 
у вспышек всех баллов. Частота их встречаемости 
подробно рассмотрена в работе [Боровик, Жданов, 
2018]. К сожалению, не все станции отмечают особенности развития вспышек, поэтому удалось проанализировать только те типы вспышек, статистический вес которых был достаточно высоким. 
При расчетах статистических параметров к данным применялись те же ограничения, что и для всех