Солнечно-земная физика, 2019, том 5, № 3

СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА 

Свидетельство о регистрации 
средства массовой информации  
от 17 октября 2017 г. ПИ № ФС77-71337, 
выдано Федеральной службой по надзору 
в сфере связи, информационных технологий 
и массовых коммуникаций (Роскомнадзор)

Издается с 1963 года 

ISSN 2412-4737

              DOI: 10.12737/issn. 2412-4737 
              Том 5. № 3. 2019. 153 с. 
              Выходит 4 раза в год 

Учредители: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки 
Ордена Трудового Красного знамени 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. 5. Iss. 3. 2019. 153 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

Куркин В.И., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Kurkin V.I., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB 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

Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук,
Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.),

ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН
Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ 

Scientific Secretary, ISTP SB RAS
Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI 

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

Муратова Н.О., Муратов А.А., Кашапова Л.К. Результаты работы нового спектрополяриметра 

для наблюдения солнечного радиоизлучения в диапазоне 50–500 МГц ……………............................... 3–10 

Минасянц Г.С., Минасянц Т.М., Томозов В.М. Особенности развития длительных потоков

высокоэнергичного гамма-излучения на разных стадиях солнечных вспышек ……...…………………
11–20 

Боровик А.В., Головко А.А., Поляков В.И., Трифонов В.Д., Язев С.А. Исследования солнечной 

активности в Байкальской астрофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН ………………………........
21–35 

Еселевич В.Г. Диамагнитные структуры — основа квазистационарного медленного солнечного 

ветра ………………………………………………………………………………………………………….. 36–49 

Ерофеев Д.В. Влияние крупномасштабной неоднородности скорости солнечного ветра на рас
пределение направлений вектора межпланетного магнитного поля …………………………………….
50–63 

Луковникова А.А., Алешков В.М., Лысак А.С. Наблюдение нейтронной компоненты в периоды 

грозовой активности на высокогорной станции космических лучей …..……………………………….. 64–69 

Бархатов Н.А., Ревунова Е.А.,. Романов Р.В, Бархатова О.М., Ревунов С.Е. Исследование связи 

параметров локализации солнечных источников магнитных облаков с их характеристиками и суббуревой активностью …………………………………………………………………................................

 
70–80 

Маурчев Е.А., Балабин Ю.В., Германенко А.В., Михалко Е.А., Гвоздевский Б.В. Расчет скорости 

ионизации вещества атмосферы Земли протонами галактических и солнечных космических лучей …… 
81–88 

Корсунская Ю.А. Эвристическая модель для восстановления рентгеновской части солнечного 

спектра по спутниковым данным в интересах геофизических приложений ……………………………. 89–101 

Гульельми А.В., Потапов А.С. Проблемы теории магнитосферных волн Рс1. Обзор …………….. 102–109
Григорьев В.Г., Стародубцев С.А., Гололобов П.Ю. Мониторинг геомагнитных возмущений на ос
нове метода глобальной съемки в реальном времени ……………………………………………………..
110–115

Губенко В.Н., Кириллович И.А. Модуляция спорадических Е-слоев мелкомасштабными атмосфер
ными волнами в высокоширотной ионосфере Земли …………………………………………………….. 116–129

Михалев А.В., Белецкий А.Б., Васильев Р.В., Еселевич М.В., Иванов К.И., Комарова Е.С., Под
лесный А.В., Подлесный С.В., Сыренова Т.Е. Долгоживущие метеорные следы ……………………... 130–139

Полех Н.М., Черниговская М.А., Яковлева О.Е. К вопросу о формировании слоя F1 во время 

внезапных стратосферных потеплений ……………………………………………………………………. 140–152

CONTENTS

Muratova N.O., Muratov A.A., Kashapova L.K. Results of work of new spectropolarimeter for solar

radio emission observations in the range 50–500 MHz ……………………………………………………… 3–10 

Minasyants G.S., Minasyants T.M., Tomozov V.M. Features of development of sustained fluxes of 

high-energy gamma-ray emission at different stages of solar flares ……............................................................ 11–20 

Borovik А.V., Golovko А.А., Polyakov V.I., Тrifonov V.D., Yazev S.А. Solar activity research at the 

Baikal Astrophysical Observatory of ISTP SB RAS …………………............................................................. 21–35 

Eselevich V.G. Diamagnetic structures as a basis of quasi-stationary slow solar wind ………………….
36–49

Erofeev D.V. Effect of large-scale inhomogeneity of solar wind velocity on distribution of directions of 

interplanetary magnetic field vector ………………………………………………………………………….. 50–63 

Lukovnikova A.A., Aleshkov V.M., Lysak A.S. Observing the neutron component during thunderstorm 

activity at a mountain CR station …………………………………………………………………………….. 64–69 

Barkhatov N.A., Revunova E.A., Romanov R.V., Barkhatova O.M., Revunov S.E. Studying the rela
tionship of localization parameters of solar sources of magnetic clouds with their characteristics and substorm activity …………………………………………………………………………………………………. 70–80 

Maurchev E.A., Balabin Yu.V., Germanenko A.V., Mikhalko E.A., Gvozdevsky B.V. Calculating the 

ionization rate induced by GCR and SCR protons in Earth’s atmosphere …………………………………… 81–88 

Korsunskaja J.А. Heuristic model of solar X-ray spectrum according to satellite data for geophysical 

applications …………………………………………………………………………………………………… 89–101 

Guglielmi A.V., Potapov A.S. Problems of the Pc1 magnetospheric wave theory. A review ……………
102–109

Grigoryev V.G., Starodubtsev S.A., Gololobov P.Yu. Monitoring of geomagnetic disturbances using the 

global survey method in real time …………………………………………………………………………….
110–115

Gubenko V.N., Kirillovich I.A. Modulation of sporadic E layers by small-scale atmospheric waves in

Earth’s high-latitude ionosphere ……………………………………………………………………………… 116–129

Mikhalev A.V., Beletsky A.B., Vasilyev R.V., Eselevich M.V., Ivanov K.I., Komarova E.S., Podlesnyi A.V., 

Podlesny S.V., Syrenova T.E. Long-lived meteor trails …………………………………………………………… 
130–139

Polekh N.M., Chernigovskaya M.A., Yakovleva O.E. On the formation of the F1 layer during sudden 

stratospheric warming events …………………………………………………………………………………. 140–152

Солнечно-земная физика. 2019. Т. 5. № 3 
 
 
 
        Solnechno-zemnaya fizika. 2019. Vol. 5. Iss. 3 

3 

УДК 523.9, 520.27, 520.353 
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 06.03.2019 
DOI: 10.12737/szf-53201901 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 28.05.2019 

РЕЗУЛЬТАТЫ РАБОТЫ НОВОГО СПЕКТРОПОЛЯРИМЕТРА 
ДЛЯ НАБЛЮДЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ 
В ДИАПАЗОНЕ 50–500 МГц 

RESULTS OF WORK OF NEW SPECTROPOLARIMETER FOR SOLAR 
RADIO EMISSION OBSERVATIONS IN THE RANGE 50–500 MHz 
 
Н.О. Муратова 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, muratova@iszf.irk.ru 
А.А. Муратов 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, mutolya@mail.ru 
Л.К. Кашапова 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, lkk@iszf.irk.ru 

N.O. Muratova 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, muratova@iszf.irk.ru 
A.A. Muratov 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, mutolya@mail.ru 
L.K. Kashapova 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, lkk@iszf.irk.ru 

 
Аннотация. Наземные наблюдения в метровом 
радиодиапазоне представляют большой интерес для 
понимания процессов, происходящих в короне 
Солнца. Мы представляем основные принципы работы, схему и результаты первых наблюдений Солнечного спектрополяриметра метрового диапазона 
(ССМД), запущенного для наблюдения Солнца в 
диапазоне 50–500 МГц в апреле 2016 г. Основной 
задачей при конструировании прибора было создание современного цифрового спектрополяриметра, 
способного измерять полный вектор Стокса для
спорадических явлений, наблюдаемых в диапазоне 
50–500 МГц.  
Для приема радиоизлучения используется логопериодическая скрещенная антенна, принимающая 
горизонтальную и вертикальную поляризационные 
компоненты одновременно. Основой ССМД является 
цифровая часть, алгоритм работы которой построен 
на базе архитектуры FX-коррелятора. В основе получения динамических амплитудных спектров (зависимость амплитуды от частоты и времени) лежит 
алгоритм быстрого преобразования Фурье (БПФ), 
реализованный по принципу поточной схемы и работающий в режиме реального времени. 
ССМД имеет 4608 частотных каналов, при ширине канала 97.66 кГц и шаге 97.66 кГц временное 
разрешение составляет 1 с. Спектрополяриметр покрывает широкий диапазон 50–500 МГц и позволяет 
получать полный вектор Стокса. На сегодняшний 
день с помощью ССМД проводятся регулярные 
наблюдения двух параметров вектора Стокса (I и V). 
Начиная с 2016 г. получены наблюдения ряда интересных явлений, произошедших во время солнечных вспышек, составляется каталог наблюдений. 
Мы планируем улучшение временных и частотных характеристик, запись полного вектора Стокса, 
а также калибровку инструмента. Идет работа над 
обеспечением доступа к данным в сети Интернет. 
Ключевые слова: радиоспектрометр, спектрометр 
с быстрым преобразованием Фурье, FX-коррелятор, 
инструменты, Солнце, поляризация, параметры Стокса, 
метровый диапазон. 

Abstract. Ground-based observations within meter 
radio range are of importance for understanding processes occurring in the solar corona. 
We present concepts, block diagram, and results of 
first observations of the Solar Spectropolarimeter of 
Meter Range (SSMD), launched for solar observations 
in the range 50–500 MHz in April 2016. The main purpose of this work was to develop an up-to-date digital 
radio spectropolarimeter able to record the full Stokes 
vector for sporadic solar phenomena taking place in the 
50–500 MHz range. 
We use a crossed log periodic antenna to detect solar 
radio emission. This antenna can simultaneously obtain 
horizontal and vertical polarization components. The 
main part of SSMD is a digital receiver based on an FX 
correlator architecture. We use the Fast Fourier Transform (FFT) algorithm based on the real-time pipeline 
circuit to construct amplitude dynamic spectra (intensity 
vs frequency and time). 
SSMD has 4608 frequency channels with 97.66 kHz 
channel bandwidth and 97.66 kHz spacing. Time resolution is 1 s. The spectropolarimeter has a 50–500 MHz 
range. It can record the full Stokes vector. At present, 
SSMD observes two of four parameters in regular mode (I 
and V). We have observational data since 2016. The catalog development is in progress. 
We plan to improve time and frequency characteristics, record all Stokes parameters, and conduct a calibration. We are working on providing access to the data 
archive via the Internet. 
Keywords: radio spectrometer, Fast Fourier Transform 
spectrometer, FX correlator, instruments, Sun, polarization, 
Stokes parameters, meter wavelengths. 
 
 
 
 
 
 
 
 

Результаты работы нового спектрополяриметра… 
 
 
 
  Results of work of new spectropolarimeter… 

4

 
ВВЕДЕНИЕ 

Ускоренные частицы в солнечной короне являются источником большого количества явлений, 
возникающих при взаимодействии магнитных полей 
и плазмы. При этом нетепловые электроны, ускоренные в солнечной атмосфере, излучают радиоволны 
в широком диапазоне и приводят к возникновению 
множества видов радиовсплесков [Wild et al., 1963; 
Железняков, 1964; Kundu, 1965]. Интерес к изучению 
событий этого вида не утихает уже много десятилетий. 
С одной стороны, до сих пор остаются нерешенными 
важные для физики солнечной короны задачи, связанные с пониманием природы радиовсплесков. С другой стороны, уже имеющиеся в распоряжении методы позволяют делать оценки параметров плазмы во 
время событий, связанных с такими геоэффективными 
явлениями, как корональные выбросы массы или увеличение потока электронов в солнечных космических 
лучах [Tsvetkov et al., 2018]. Для исследования явлений 
в этом диапазоне широко распространены так называемые динамические спектры, демонстрирующие распределение значений какого-либо параметра в зависимости от времени и частоты. Метровое излучение 
большинства известных радиовсплесков поляризовано 
[Железняков, 1964; McLean et al., 1985], а полную информацию о поляризации излучения дает полный вектор Стокса [Born, Wolf, 1965]. В настоящее время 
спектральные наблюдения в метровом диапазоне 
проводятся на ряде инструментов: Culgoora (18–
1800 МГц, Австралия) [Prestage et al., 1994]; Learmonth (25–180 МГц, Австралия) [https://www.sws. 
bom.gov.au/Solar/3/1]; Hiraiso (25–2500 МГц, Япония) 
[Kondo et al., 1995]; AMATERAS (150–500 МГц, Япония) [Iwai et al., 2012]; спектрограф ИЗМИРАН (25–
270 МГц, Россия) [http://www.izmiran.ru/stp/lars] и 
др. Помимо отдельных инструментов существует и 
мировая сеть спектрографов e-CALLISTO, наблюдающих в метровом и дециметровом диапазонах. В 
распоряжении данной сети имеются радиоспектрографы с частотным диапазоном 45–870 МГц, расположенные в разных точках земного шара. Один из 
спектрографов сети e-CALLISTO [Benz et al., 2009] 
ведет наблюдения в Радиоастрофизической обсерватории (ур. Бадары). Однако этот аналоговый спектрограф измеряет только интенсивность горизонтальной поляризационной компоненты. Большинство радиоспектрографов наблюдает либо одну поляризационную компоненту (линейную или круговую) вектора электрического поля, либо один параметр Стокса, реже они наблюдают два параметра. Это 
связано с тем, что наблюдения полного вектора 
Стокса накладывают особые условия на характеристики приемной системы устройства, особенно на 
соотношение ширины канала и наблюдаемой частоты, требуя при этом высокой чувствительности. 
Также метровый диапазон чувствителен к ионосферным эффектам, а кроме того, «загрязнен» сигналами других многочисленных радиоустройств. 
Стремительное развитие электроники и появление 
новых доступных серийных микросхем и процессов 
позволяют продвинуться в решении поставленной 
задачи. Мы представляем результаты первого этапа 

создания и введения в режим регулярных наблюдений солнечного спектрополяриметра метрового 
диапазона (ССМД) 50–500 МГц. В работе представлены концепции построения спектрополяриметра, обсуждаются цифровая и аналоговая части, 
полученные на первом этапе характеристики прибора и результаты наблюдений. В заключении приводятся планы и задачи по усовершенствованию нового прибора. 
 
БАЗОВАЯ КОНЦЕПЦИЯ  
ССМД 

При разработке была поставлена задача создания радиоспектрополяриметра, измеряющего все 
параметры Стокса (I, Q, U, V) солнечного радиоизлучения, наблюдаемого в диапазоне 50–500 МГц. 
Получение всех параметров Стокса дает возможность полного описания состояния поляризации радиоизлучения. В настоящее время не существует 
аналогичных радиоспектрографов с такими характеристиками. 
В качестве приемной антенны ССМД мы используем скрещенную 2×16-элементную логопериодическую антенну [http://www.cd-corp.com/eng/cma 
/clp5130.pdf] (рис. 1, a, б). Она отличается высокой 
прочностью, небольшой стоимостью и способна 
перекрыть широкий частотный диапазон. Еще одно 
ее преимущество — данная модель принимает одновременно горизонтальную и вертикальную компоненты поляризации. Представим плоскую электромагнитную волну, падающую на антенну в виде 
двух взаимно перпендикулярных компонент вектора 
электрического поля:  

(
)
1
1

2
2

cos
,

 
cos(
).

x

y

E
a

E
a

=
τ + δ

=
τ + δ
 
(1) 

Через амплитуды а1, а2 и разность фаз δ=δ1–δ2 
выражения (1) мы можем определить параметры 
вектора Стокса [Born, Wolf, 1965]. Для квазимонохроматических волн данные параметры примут следующий вид: 

2
2
2
2
1
2
1
2
1
2

1
2

, 
, 
2
cos
, 

2
sin
.

I
a
a
Q
a
a
U
a a

V
a a

=
+
=
−
=
δ

=
δ

 (2) 

Для дальнейших вычислений нам удобнее воспользоваться эквивалентной формой записи, поэтому 
выразим эти параметры через элементы матрицы 
когерентности 

(
)

*
*
*
*

*
*
*
*

,
,

, 
.

x
x
y
y
x
x
y

x
y
y
x
x
y
y
x

y
I
E E
E E
Q
E E
E E

U
E E
E E
V
i
E E
E E

=
+
=
−

=
+
=
−

 (3) 

Здесь Ех и Еy — аналитические сигналы; ∗  — 
комплексное сопряжение; < > — усреднение по времени; I — полная интенсивность; Q — разница интенсивностей линейных составляющих 0° и 90°; U — 
разница интенсивностей линейных составляющих 
45° и 135°; V — разница интенсивностей левой и 
правой круговых поляризаций. 
Далее мы подробнее остановимся на аналоговой 
и цифровой частях ССМД. 

Н.О. Муратова, А.А. Муратов, Л.К. Кашапова 
 
 
      N.O. Muratova, A.A. Muratov, L.K. Kashapova  

5

 

     
 

Рис. 1. 2×16-элементная скрещенная логопериодическая антенна CLP5130-1X, на мачте которой закреплен герметичный корпус, содержащий блок аналоговой электроники ССМД (а); блок ССМД (внешний вид), содержащий аналоговую и цифровую электронику и расположенный в тоннеле под антенной ССМД (б) 

 

Рис. 2. Блок-схема аналоговой части ССМД 
 
АНАЛОГОВАЯ ЧАСТЬ ССМД 

Электронику ССМД можно условно разделить 
на два блока. Первый блок расположен на мачте 
антенны в герметично закрытом корпусе (рис. 1, а) 
и содержит аналоговую электронику. Антенна 
(ANT) принимает одновременно горизонтальную и 
вертикальную компоненты поляризации в диапазоне 50–500 МГц при усилении антенны 10–12 дБ. 
Далее (рис. 2) каскад усилителей усиливает эти сигналы на 65 дБ (AMPs). В дальнейшем предполагается 
использовать схему калибровки, включающую в себя 
два СВЧ-коммутатора (SW), генератор шума (NG) 
и СВЧ-разветвитель (Split) и находящуюся в этом 
же корпусе. 
Усиленные сигналы по коаксиальным 20-метровым 
кабелям поступают на второй блок ССМД, содержащий вторую часть устройств аналоговой схемы и 
цифровую электронику. Второй блок располагается 
в тоннеле под антенной ССМД. Для дальнейшей 
обработки (рис. 2, БЛОК 2 (аналоговая часть)) мы 
переносим сигналы Ех и Ey в область пониженных 
частот, используя супергетеродинную схему, при 

этом диапазон 50–500 МГц разбивается на 10 поддиапазонов, обрабатываемых устройством последовательно. Мы переносим наш диапазон в более низкочастотную область, поскольку частота дискретизации 
сигналов в цифровой части составляет 100 МГц (максимальная частота дискретизации аналого-цифрового 
преобразователя (АЦП) — 125 МГц). В схеме понижения частоты используется один местный гетеродин 
(LO, блок GEN), в роли которого выступает оценочная плата синтезатора частот EVAL-ADF4350EB1Z 
[https://www.analog.com/en/index.html], контролируемая и перестраиваемая с помощью FPGA (FieldProgrammable Gate Array — программируемая пользователем вентильная матрица) по трехпроводному 
SPI-интерфейсу (Serial Peripheral Interface — последовательный периферийный интерфейс). Генерируемый синтезатором частот сигнал затем разветвляется для Ех- и Ey-каналов. Помимо полезного сигнала, 
синтезатор генерирует вторые, третьи и другие гармоники высших порядков. Для того чтобы избежать 
влияния этих гармоник, мы добавляем на выход 
платы синтезатора частот плату с матрицей фильтров (LPFM), собранную на элементах поверхностного 

а
б

Результаты работы нового спектрополяриметра… 
 
 
 
  Results of work of new spectropolarimeter… 

6

 

 

Рис. 3. Блок-схема цифровой части ССМД 
 
монтажа — фильтрах и двух СВЧ-коммутаторах, которые осуществляют выбор фильтра, необходимого 
для данной полосы частот. Блок LPFM контролируется при помощи FPGA. При смешении сигналов на 
выходе смесителя наряду с полезным пониженным 
по частоте сигналом мы получим зеркальный канал. 
Чтобы подавить его, в схеме понижения частоты 
(блок DCIM) мы применили архитектуру Хартли 
[Hartley, 1928], которая предполагает использование 
двух квадратурных мостов 90° (HYB), а также двух 
смесителей. Входной квадратурный мост и два смесителя размещены на одной плате — это исключает 
дополнительные искажения сигнала. После выходного квадратурного моста частотный диапазон сигналов Ех и Ey составляет 2–80 МГц. Затем эти сигналы проходят через НЧ-фильтр (LPF), после которого их диапазон составляет 2–48 МГц. Теперь 
сигналы готовы к обработке цифровой частью 
ССМД, которая находится в одном корпусе с вышеописанными устройствами аналогового блока 
схемы. 
 
ЦИФРОВАЯ ЧАСТЬ ССМД 

Цифровая часть ССМД реализована на оценочной 
цифровой плате Stratix®IIEP2S60DSP компании Altera 
(c июня 2015 г. — корпорация Intel [https://www. intel.com]). Обработанные аналоговой частью сигналы 
Ех и Ey предварительно усиливаются на 22 дБ, а затем оцифровываются 12-битными АЦП, расположенными на оценочной плате (рис. 3). Как уже упоминалось выше, частота дискретизации сигналов 
100 МГц, а наблюдаемый диапазон частот ССМД 
50–500 МГц, поэтому ранее была использована схема 
понижения частоты. Полосы оцифрованных Ех- и 
Ey-сигналов предварительно разбитого 50–500 МГц 
диапазона составляют 46 МГц, каждый такой поддиапазон последовательно поступает на FPGA 
EP2S60F1020C3, где обрабатывается блоком быстрого преобразования Фурье (БПФ), работающим на 
тактовой частоте 100 МГц. Кроме цифровой обработки сигналов, которая является основной функци
ей FPGA, она осуществляет функции контроля и перестройки платы синтезатора частот по 3-проводному 
SPI-интерфейсу, управления входными АЦП и матрицей фильтров (LPFM), а также контроля передачи 
данных по локальной сети Ethernet с цифровой платы на персональный компьютер (ПК). Остановимся 
подробнее на блоке цифровой обработки. 
Рассмотрим выражение (3). В природе сигналы 
вещественны. Нам необходимо получить из вещественных сигналов аналитические и комплексносопряженные им компоненты. Далее, согласно (3), 
нам необходимо найти две автокорреляционных 
функции (АКФ) и две взаимнокорреляционных 
(ВКФ). Теорема Винера—Хинчина утверждает, что 
спектр мощности сигнала W(ω) связан с его АКФ 
BS(τ) преобразованием Фурье [Баскаков, 2003; 
Wilson et al., 2009]:  

( )
( )
,
j
S
W
B
e
d

∞
− ωτ

−∞
ω =
τ
τ
∫
 
(4) 

где 

( )
( )
( )

( )

*

*

, 

( )
(
)
.
S

W
S
S

B
S t S
t
dt

∞

−∞

ω =
ω
ω

τ =
− τ
∫

 
 
 

Взаимный спектр мощности WUV(ω) и ВКФ 
BUV(τ) двух сигналов аналогичным образом связаны 
преобразованием Фурье:  

( )
( )
,
j
UV
UV
W
B
e
d

∞
− ωτ

−∞
ω =
τ
τ
∫
 
(5) 

где 

( )
( )
( )
*
 ,
UV
W
U
V
ω =
ω
ω

( )
( )
(
)
*
.
UV
B
U
V
t
d

∞

−∞
τ =
τ
− τ
τ
∫
 
 

Используя утверждения (4) и (5) при создании 
блока цифровой обработки ССМД, мы применили архи- 

Н.О. Муратова, А.А. Муратов, Л.К. Кашапова 
 
 
      N.O. Muratova, A.A. Muratov, L.K. Kashapova  

7

 
Основные параметры ССМД 

Параметр 
Значение 

Частотный диапазон 
50–500 МГц 

Число каналов 
4608 

Ширина поддиапазона 
46 МГц 

Число каналов в поддиапазоне 
471 (для последнего 369) 

Ширина канала (шаг) 
97.66 кГц (97.66 кГц) 

Частота дискретизации 
100 МГц 

Разрядность данных на входе (выходе)  
12 бит (32 Бит) 

Тип измеряемой поляризации 
полный вектор Стокса (I, Q, U, V)
(сохраняются I- и V-компоненты)

Временное разрешение 
1 секунда 

Временной диапазон наблюдений 
00:00–10:00 UT 

Объем записанных данных в день 
1.2 ГБ 

 
тектуру FX-коррелятора [Romney, 1999]. Вначале мы 
получаем спектры сигналов, а затем вычисляем 
компоненты Стокса. Для вычисления спектров Ех и 
Ey, мы реализовали в FPGA 1024-точечный алгоритм 
БПФ по основанию 4. Учитывая характеристики 
устройств аналоговой схемы, мы используем 471 
(а для последнего поддиапазона — 369) частотный 
канал из 512 вычисленных БПФ для каждого поддиапазона. Соответственно для диапазона 50–500 МГц 
мы получаем 4608 каналов. Данный алгоритм реализован при использовании поточной архитектуры 
[Rabiner et al., 1975] и работает в режиме реального 
времени, что позволяет обрабатывать поступившие на 
вход сигналы без потери данных. Учитывая (3)–(5) мы 
получаем параметры Стокса и производим накопление 
(BUF). Накопленные 32-битные данные передаются с 
оценочной платы на компьютер через LAN Ethernet 
10/100. Для передачи данных мы используем микропроцессор NIOS [https://www.intel.com], который также является частью прошивки FPGA. Управление 
микропроцессором осуществляется пакетом программ, 
созданных в Eclipse IDE на языке С. Прошивка для 
FPGA выполнена на языке VerilogHDL на программном обеспечении (ПО) QuartusII [https://www.intel.com] 
и занимает 20 % логических ресурсов чипа 
EP2S60F1020C3 и 30 % ресурсов памяти. ПО для 
отображения данных на ПК и их записи выполнено 
в Qt SDK (Software Development Kit — пакет 
средств разработки [https://www.qt.io]) на языке 
C++. 
 
ОСНОВНЫЕ ПАРАМЕТРЫ ССМД 

В приведенной выше таблице указаны основные 
параметры ССМД. Как было сказано в предыдущих 
разделах, для того чтобы обработать диапазон 50–
500 МГц, исходя из частоты обработки данных 
FPGA 100 МГц, мы разбиваем его на поддиапазоны 
размером по 46 МГц. Необходимо отметить, что 
изначально ширина каждого поддиапазона для обработки с помощью БПФ составляет 50 МГц, но из-за 
особенностей аналоговой схемы мы перекрываем 
поддиапазоны и сокращаем ширину до 46 МГц (до 
36 МГц для последнего). Таким образом, из 512 ка
налов, вычисленных при помощи БПФ, мы используем для каждого поддиаппазона 471 (а для последнего — 369) канал, полный спектр содержит 4608 
каналов. Ширина канала составляет 97.66 кГц при 
шаге 97.66 кГц. На входе устройства после АЦП 
данные имеют 12-битную разрядность, таким образом, динамический диапазон цифровой части составляет 72 дБ. На выходе цифровой части разрядность данных составляет 32 бита. Временное разрешение ССМД — 1 с. Его снижают такие факторы, как 
скорость работы устройств на цифровой плате и Ethernet соединения, применение последовательной, а не 
прямой обработки частотного диапазона 50–500 МГц. 
ССМД вычисляет полный вектор Стокса, но на данный момент на ПК фиксируются I и V (интенсивность и круговая поляризация). В дальнейшем планируется фиксировать все четыре параметра. Как 
отмечалось ранее [Железняков, 1964; Akabane et 
al., 1961; Chin et al., 1971], при наблюдении линейной поляризации (Q- и U-параметры Стокса) 
необходимо учитывать эффект Фарадея и рассчитывать ширину канала так, чтобы уменьшить эффект 
размытия поляризации в канале, связанный с конечностью ширины полосы приемной аппаратуры. 
Опираясь на предварительные расчеты и практические измерения, проведенные другими исследователями, для увеличения вероятности регистрации линейной поляризации мы выбрали ширину канала 10 кГц. 
На первом этапе создания прибора с целью повышения чувствительности было принято решение 
заложить ширину канала равной 97.66 кГц, что позволило тестировать и отлаживать работу прибора 
для таких важных параметров, как полная интенсивность и круговая поляризация. Объем записанных 
данных составляет 1.2 Гб в день, данные доступны в 
формате bin, в настоящий момент идет работа по их 
размещению на сервере института. 
 
ПЕРВЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ 
НАБЛЮДЕНИЙ 

Прибор был успешно запущен в режим регулярных наблюдений в Радиоастрофизической обсерва- 

Результаты работы нового спектрополяриметра… 
 
 
 
  Results of work of new spectropolarimeter… 

8

 

 

Рис. 4. Радиовсплеск II-типа (интенсивность I), зарегистрированный ССМД 10.07.2016 

 

 

Рис. 5. Радиовсплеск III-типа, зарегистрированный ССМД 23.07.2016: a — интенсивность I; б — круговая поляризация V  

б

а

Н.О. Муратова, А.А. Муратов, Л.К. Кашапова 
 
 
      N.O. Muratova, A.A. Muratov, L.K. Kashapova  

9

 

Рис. 6. Радиовсплеск III-типа (спектр интенсивности I), зарегистрированный ССМД 08.09.2017 
 
тории ИСЗФ СО РАН (уp. Бадары) в апреле 2016 г. 
Одним из первых явлений, зарегистрированных прибором, был радиовсплеск с медленным частотным 
дрейфом, или радиовсплеск II типа, наблюдавшийся во время солнечной вспышки 10 июля 2016 г. 
(см. рис. 4). Во время другой солнечной вспышки 
23 июля 2016 г. были зарегистрированы радиовсплески 
с быстрым частотным дрейфом, или всплески III типа. 
ССМД зафиксировал также наличие круговой поляризации. Динамические спектры этих двух параметров 
показаны на рис. 5. Приведенные выше события не 
являются артефактами Это подтверждается тем, что 
они были зарегистрированы также приборами сети eCALLISTO и радиоспектрографом обсерватории Лермонт [https://www.sws.bom.gov.au/Solar/3/1] (Австралия). Наблюдения в период повышенной солнечной 
активности в сентябре 2017 г. показали, что спектрограф обладает достаточной чувствительностью 
во всем заявленном диапазоне (рис. 6).  
Для проведения анализа в настоящее время доступны только спектры интенсивности I. Наблюдения круговой поляризации (V-параметр Стокса) пока 
тестируются с целью уточнения знака поляризации. 
Однако благодаря регулярным наблюдениям на сегодняшний день накоплен достаточный материал для 
составления каталога радиовсплесков, наблюдавшихся 
на ССМД в 2016–2018 гг. 
 
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 

Разработан, создан и введен в режим регулярных 
наблюдений оригинальный прибор, позволяющий 
получать динамические спектры солнечного радиоизлучения в диапазоне 50–500 МГц с временным 
разрешением 1 с и шириной канала 97.66 кГц. Первые наблюдения на новом приборе показали, что он 
может регистрировать различные по динамическим 
и яркостным характеристикам радиовсплески. В 
ближайшее время для проведения научного анализа 
планируется сделать доступными наблюдения круговой поляризации. Также планируются регулярные 
наблюденияй полного вектора Стокса и улучшение 

характеристик спектрографа с учетом опыта, полученного в результате первых наблюдений. 
Работа выполнена в рамках базового финансирования ФНИ II.16. 
 
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 

Баскаков С.И. Радиотехнические цепи и сигналы. 
М.: Высшая школа, 2003. 462 с.  
Железняков В.В. Радиоизлучение Солнца и планет. 
М.: Наука, 1964. 560 с. 
Akabane K., Cohen M.H. Polarization measurements of 
type III bursts and Faraday rotation in the corona // Solar 
Phys. 1961. V. 133. P. 258–268. 
Benz A.O., Monstein C., Meyer H., et al. A world-wide 
net of solar radio spectrometers: e-CALLISTO // Earth, 
Moon, and Planets. 2009. V. 104, iss. 1-4. P. 277–285. 
DOI: 10.1007/s11038-008-9267-6. 
Born M, Wolf E. Principles of Optics. London: Pergamon 
Press, 1965. 808 p. 
Chin Y.C., Lusignan B.B., Fung P.C.W. Polarization measurements of solar type III radio bursts at 25.3 MHz // Solar Phys. 
1971. V. 16, iss. 1. P. 135–151. DOI: 10.1007/BF00154509. 
Hartley R. Modulation System. US patent, no. 1666206, 
1928.  
Iwai K., Tsuchiya F., Morioka A., Misawa H.  
IPRT/AMATERAS: A new metric spectrum observation 
system for solar radio bursts // Solar Phys. 2012. V. 277, iss. 2. 
P. 447–457. DOI: 10.1007/s11207-011-9919-y. 
Kondo T., Isobe T., Igi S., et al. Hiraiso Radio Spectrograph (HiRAS) for monitoring solar radio bursts // J. Communications Research Laboratory. 1995. V. 42, N 1. P. 111–119. 

Kundu M.R. Solar Radio Astronomy. N.Y.: Interscience 
Publ., 1965. 660 p.  
McLean D.J., Labrum N.R. Solar Radiophysics: Studies of 
Emission from the Sun at Metre Wavelengths. N.Y.: Cambridge University Press, 1985. P. 516. 
Prestage N.P., Luckhurst R.G., Paterson B.R., et.al. A new 
radiospectrograph at Culgoora // Solar Phys. 1994. V.150. 
P. 393–396. DOI: 10.1007/BF00712901. 
Rabiner L.R., Gold B. Theory and Application of Digital 
Signal Processing. New Jersey: Englewood Cliffs, PrenticeHall, Inc. Publ., 1975. 777 p. 
Romney J.D. Cross-correlators. synthesis imaging in radio 
astronomy II. A collection of lectures from the Sixth 

Результаты работы нового спектрополяриметра… 
 
 
 
  Results of work of new spectropolarimeter… 

10

NRAO/NMIMT Synthesis Imaging Summer School. ASP 
Conf. Ser. Socorro, New Mexico, USA, 1999. V. 180. P. 57–78. 
Tsvetkov Ts., Miteva R., Petrov N. On the relationship between filaments and solar energetic particles // J. Atmos. Solar-Terr. Phys. 2018. V. 179. P. 1–10. DOI: 10.1016/j.jastp. 
2018.06.005. 
Wild J.P., Smerd S.F., Weiss A.A. Solar bursts // Ann. 
Rev. Astron. Astrophys. // 1963. V. 1, N 1. P. 291–366. 
DOI: 10.1146/annurev.aa.01.090163.001451. 
Wilson T.L., Rohlfs K., Hüttemeister S. Tools of Radio 
Astronomy. Berlin: Springer-Verlag Publ., 2009. 520 p. 
URL: 
http://www.izmiran.ru/stp/lars/?LANG=ru 
(дата 
обращения 9.02.2019). 
URL: https://www.analog.com/en/index.html (дата обращения 30 июля 2019). 
URL: https://www.intel.com (дата обращения 30 июля 
2019). 
URL: https://www.sws.bom.gov.au/Solar/3/1 (дата обращения 30 июля 2019). 
URL: http://www.cd-corp.com/eng/cma/clp5130.pdf (дата 
обращения 30 июля 2019). 
URL: https://www.qt.io (дата обращения 30 июля 2019). 
 
REFERENCES 

Akabane K., Cohen M.H. Polarization measurements of 
type III bursts and Faraday rotation in the corona. Solar Phys. 
1961, vol. 133, pp. 258–268  
Baskakov S.I. Radiotekhnicheskie tsepi i signaly [Radio 
circuits and signals]. Moscow, Vysshaya Shkola Publ., 2003. 
462 p. (In Russian). 
Benz A.O., Monstein C., Meyer H., Manoharan P.K., 
Ramesh R., Altyntsev A., et al. A world-wide net of solar 
radio spectrometers: e-CALLISTO. Earth, Moon, and Planets. 
2009, vol. 104, iss. 1-4, pp. 277–285. 10.1007/s11038-0089267-6. 
Born M., Wolf E. Principles of Optics. London: Pergamon 
Press, 1965, 808 p. 
Chin Y.C., Lusignan B.B., Fung P.C.W. Polarization 
measurements of solar type III radio bursts at 25.3 MHz. Solar 
Phys. 1971, vol. 16, iss. 1, pp. 135–151. 10.1007/BF00154509. 
Hartley R. Modulation System. US patent, no. 1666206, 
1928.  
Iwai K., Tsuchiya F., Morioka A., Misawa H. 
IPRT/AMATERAS: A new metric spectrum observation system for solar radio bursts. Solar Phys. 2012, vol. 277, iss. 2, 
pp. 447-457. 10.1007/s11207-011-9919-y. 
Kondo T., Isobe T., Igi S., Watari S., Tokimura M. The 
Hiraiso Radio Spectrograph (HiRAS) for monitoring solar 
radio bursts. J. Communications Research Laboratory. 1995, 
vol. 42, no. 1, pp. 111–119. 
Kundu M. R. Solar Radio Astronomy. N.Y.: Interscience 
Publ., 1965. 660 p. 
McLean D.J., Labrum N.R. Solar Radiophysics: Studies of 
Emission from the Sun at Metre Wavelengths. N.Y.: Cambridge University Press, 1985, 516 p. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Prestage N.P., Luckhurst R.G., Paterson B.R., Bevins, 
C.S., Yuile, C.G. A new radiospectrograph at Culgoora. Solar 
Phys. 1994, vol.150, pp. 393–396. DOI: 10.1007/BF00712901. 
Rabiner L.R., Gold B. Theory and Application of Digital 
Signal Processing. New Jersey: Englewood Cliffs, PrenticeHall, Inc. Publ, 1975, 777 p. 
Romney J.D. Cross-correlators. synthesis imaging in radio 
astronomy II. A collection of lectures from the Sixth 
NRAO/NMIMT Synthesis Imaging Summer School. ASP Conf. 
Ser. Socorro, New Mexico, USA, 1999, vol. 180, pp. 57–78. 
Tsvetkov Ts., Miteva R., Petrov N. On the relationship between filaments and solar energetic particles. J. Atmos. SolarTerr. Phys. 2018, vol. 179, pp. 1–10. DOI: 10.1016/j.jastp. 
2018.06.005. 
Wild J.P., Smerd S.F., Weiss A.A. Solar Bursts. Annual 
Review of Astronomy and Astrophysics. 1963, vol. 1, no. 1, 
pp. 291-366. DOI: 10.1146/annurev.aa.01.090163.001451. 
Wilson T.L., Rohlfs K., Hüttemeister S. Tools of Radio 
Astronomy. Berlin: Springer-Verlag Publ. 2009, 520 p.  
Zheleznyakov V.V. Radio Emission of the Sun and Planets. 
Oxford, Pergamon Press, 1970, 712 p. (ed.: J.S. Hey). 
URL: https://www.analog.com/en/index.html (accessed 
30 July 2019). 
URL: https://www.intel.com (accessed 30 July 2019). 
URL: https://www.sws.bom.gov.au/Solar/3/1 (accessed 
30 July 2019). 
URL: http://www.cd-corp.com/eng/cma/clp5130.pdf (accessed 30 July 2019). 
URL: http://www.izmiran.ru/stp/lars/?LANG=ru (accessed 
30 July 2019). 
URL: https://www.qt.io (accessed 30 July 2019). 

Цветные рисунки доступны в электронной версии статьи.  

Как цитировать эту статью: 
Муратова Н.О., Муратов А.А., Кашапова Л.К. Результаты работы нового спектрополяриметра для наблюдения солнечного 
радиоизлучения в диапазоне 50–500 МГц. Солнечно-земная физика. 
2019. Т. 5, № 3. С. 3–10. DOI: 10.12737/szf-53201901. 
 
 
 
 

Солнечно-земная физика. 2019. Т. 5. № 3 
 
 
 
        Solnechno-zemnaya fizika. 2019. Vol. 5. Iss. 3 

11 

УДК 523.98 
 
 
 
 
 
 
                     Поступила в редакцию 07.02.2019 
DOI: 10.12737/szf-53201902 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 04.04.2019 

ОСОБЕННОСТИ РАЗВИТИЯ ДЛИТЕЛЬНЫХ ПОТОКОВ 
ВЫСОКОЭНЕРГИЧНОГО ГАММА-ИЗЛУЧЕНИЯ 
НА РАЗНЫХ СТАДИЯХ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК 

FEATURES OF DEVELOPMENT OF SUSTAINED FLUXES OF HIGH-ENERGY 
GAMMA-RAY EMISSION AT DIFFERENT STAGES OF SOLAR FLARES 
 
Г.С. Минасянц 
Астрофизический институт им. В.Г. Фесенкова НАН РК, 
Алматы, Казахстан gennadii_minasya@mail.ru 
Т.М. Минасянц 
Астрофизический институт им. В.Г. Фесенкова НАН РК, 
Алматы, Казахстан gennadii_minasya@mail.ru 
В.М. Томозов 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, tom@iszf.irk.ru 

G.S. Minasyants 
Fesenkov Astrophysical Institute,  
Almaty, Kazakhstan, gennadii_minasya@mail.ru 
T.M. Minasyants 
Fesenkov Astrophysical Institute,  
Almaty, Kazakhstan, gennadii_minasya@mail.ru 
V.M. Tomozov 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, tom@iszf.irk.ru 

 
Аннотация. Рассмотрены характеристики длительных потоков гамма-излучения с энергиями квантов >100 МэВ на разных стадиях вспышечных событий. Для анализа использовались данные наблюдений 
с временным разрешением 1 мин на космическом аппарате Fermi с помощью Large Area Telescope (LAT). 
Подтвержден наиболее вероятный процесс возникновения гамма-квантов высоких энергий на импульсной фазе вспышек (6 событий). Ускорение частиц, возникающих в результате вспышечного энерговыделения (при диссипации токового слоя), происходит при взаимодействии с фронтом ударной волны 
коронального выброса массы (КВМ), который одновременно развивается в той же активной области. 
Ядерные взаимодействия ускоренных протонов 
(>500 МэВ) c ионами плазмы приводят в дальнейшем к возникновению высокоэнергичных квантов 
гамма-излучения. Установлено, что взаимодействие вспышечного потока и высокоскоростного 
КВМ на импульсной фазе вспышки происходит в 
довольно ограниченных временных интервалах — 
от 2 до 16 мин. В рассмотренных событиях зарегистрирована непосредственная связь между максимальными значениями потоков гамма-излучения 

max

γ>100 МэВ
F
 и скоростью КВМ.  

Для импульсных фаз вспышек характерны высокие 
максимальные 
значения 
потоков 
гамма
излучения 

max

γ>100 МэВ :
F
 3.5·10–4–1.3·10–2 cм–2 с–1. При этом 

значение 

max

γ>100 МэВ
F
=0.013 cм–2 с–1 оказалось самым вы
соким для событий, наблюдавшихся на Fermi/LAT 
с 2008 по 2017 г.  
В процессе эволюции КВМ, движущихся со 
сверхзвуковой скоростью в короне Солнца, образуются ударные волны, которые являются основными 
энергетическими источниками ускоренных частиц 
на главной стадии длительных вспышек. Однако в 
некоторых случаях влияние ударных волн на ускорение частиц оказывается наибольшим на кратковременной импульсной фазе вспышки. 
С целью выявления параметров, которые могут 
оказывать наибольшее влияние на генерацию высоко- 

Abstract. We have studied properties of sustained 
gamma fluxes having quantum energies of >100 MeV at 
different stages of flares with 1-min temporal resolution 
(Fermi/LAT). 
The most probable process of emergence of highenergy gamma-quanta during the impulsive phase of 
flares (6 events) has been confirmed. Acceleration of 
particles, produced by flare energy release (at dissipation of current sheet), occurs when they interact with a 
shock front of a coronal mass ejection (CME), which 
develops in the same active region at the same time. 
Nuclear interactions of accelerated protons (>500 MeV) 
with plasma ions lead further to the emergence of highenergy gamma-quanta. We have established that the 
interaction between a flare flux and a high-speed CME 
during the flare impulsive phase occurs within fairly 
limited periods — from 2 to 16 min. In the events considered, we have found a direct connection between 
maximum gamma flux 

max

γ>100 MeV
F
 and CME velocity. 

High maximum values of gamma fluxes are typical 
of the flare impulsive phase: 3.5·10–4 cm–2s–1 ≤ ≤

max

γ>100 MeV
F

≤1.3·10–2 cm–2 s–1. At the same time, the value 

max

γ>100 MeV
F

=0.013 cm–2s–1 was the highest for the events observed by 
Fermi/LAT from 2008 to 2017. 
During the development of CMEs moving with a 
supersonic speed, shock waves are formed which are the 
major power source of accelerated particles during the 
main phase of gradual flares. In some cases, however, 
the impact of shock waves on particle acceleration is the 
greatest in the short impulsive phase. 
To reveal parameters most effectively influencing 
the generation of high-energy gamma-ray emission, we 
have compared 17 flare events. The most significant 
parameter proved to be the time interval of joint action 
of flare process and CME shocks. 
We have established that during simultaneous development of flare process and CME attendant on the flare, 
the most efficient particle acceleration occurs which gives 
rise to maximum fluxes of high-energy gamma-quanta.