Солнечно-земная физика, 2020, том 6, № 1

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 6. № 1. 2020. 142 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. 6. Iss. 1. 2020. 142 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.-к. 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.-к. 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

Куприянова Е.Г., Колотков Д.Ю., Накаряков В.М., Кауфман А.С. Квазипериодические пульса
ции в солнечных и звездных вспышках. Обзор …………………………………………………………… 3–29 

Гололобов П.Ю., Кривошапкин П.А., Крымский Г.Ф., Герасимова С.К. Исследование методом 

главных компонент влияния геометрии нейтрального токового слоя гелиосферы и солнечной активности на модуляцию галактических космических лучей …………………………………….................... 30–35 

Перегудов Д.В., Соловьев А.А., Яшин И.И., Шутенко В.В. Моделирование анизотропии галак
тических космических лучей ……………………………………………………………………………….. 36–42 

Бороев Р.Н., Васильев М.С. Связь индекса ASY-H с параметрами межпланетной среды и авро
ральной активностью на главных фазах магнитных бурь во время событий CIR и ICME …………….. 43–50 

Куражковская Н.А. Глобальная возмущенность магнитосферы Земли и ее связь с космической 

погодой ………………………………………………………………………….............................................
51–62 

Петращук А.В., Климушкин Д.Ю. Пространственная структура азимутально-мелкомасштабных 

МГД-волн в одномерно-неоднородной плазме конечного давления с кривыми силовыми линиями … 63–74 

Рубцов А.В., Малецкий Б.М., Данильчук Е.И., Смотрова Е.Е., Шелков А.Д., Ясюкевич А.С. 

Возмущения ионосферы над Восточной Сибирью во время геомагнитных бурь 12–15 апреля 2016 г. …… 75–85 

Аксенов О.Ю., Козлов С.И., Ляхов А.Н., Трекин В.В., Перунов Ю.М., Якубовский С.В. Анализ 

прикладных моделей ионосферы для расчета распространения радиоволн и возможность их использования в интересах радиолокационных систем. I. Классификация прикладных моделей и основные 
требования, предъявляемые к ним в интересах радиолокационных средств ………………………........ 86–96 

Алсаткин С.С., Медведев А.В., Ратовский К.Г. Особенности метода восстановления Ne на Иркут
ском радаре некогерентного рассеяния ……………………………………………………………………. 97–110 

Гульельми А.В., Клайн Б.И. О воздействии Солнца на сейсмичность Земли ……………………… 111–115

Ружич В.В., Левина Е.А. Особенности распределения сейсмической активности в разных регио
нах Земли по фазам 11-летнего солнечного цикла ……………………....................................................... 116–125

Шиховцев А.Ю., Ковадло П.Г., Киселев А.В. О статистике астроклиматических характеристик

в Саянской солнечной обсерватории ………………………………………………………………………. 126–133

Янчуковский В.Л. Вариации интенсивности мюонов и температура атмосферы ………………….. 134–141

CONTENTS 

Kupriyanova E.G., Kolotkov D.Yu., Nakariakov V.M., Kaufman A.S. Quasi-periodic pulsations in so
lar and stellar flares. Review ………………………………………………………………………………….. 3–29 

Gololobov P.Yu., Krivoshapkin P.A., Krymsky G.F., Gerasimova S.K. Investigating the influence of 

geometry of the heliospheric neutral current sheet and solar activity on modulation of galactic cosmic rays 
with a method of main components …………………………………………………………………………... 30–35 

Peregoudov D.V., Soloviev A.A., Yashin I.I., Shutenko V.V. Galactic cosmic ray anisotropy modelling ….... 36–42

Boroyev R.N., Vasiliev M.S. Relationship of the ASY-H index with interplanetary medium parameters 

and auroral activity in magnetic storm main phases during CIR and ICME events ………………………….. 43–50 

Kurazhkovskaya N.A. Global disturbance of Earth’s magnetosphere and its connection with space 

weather ………………………………………………………………………………………………………... 51–62 

Petrashchuk A.V., Klimushkin D.Yu. Spatial structure of azimuthally small-scale MHD waves in one
dimensionally inhomogeneous finite pressure plasma with curved field lines ……........................................... 63–74 

Rubtsov A.V., Maletckii B.M., Danilchuk E.I., Smotrova E.E., Shelkov A.D., Yasyukevich A.S. Iono
spheric disturbances over Eastern Siberia during April 12–15, 2016 geomagnetic storms ……………….….
75–85 

Aksenov O.Yu., Kozlov S.I., Lyakhov A.N., Trekin V.V., Perunov Yu.M., Yakubovsky S.V. Analyzing 

existing applied models of the ionosphere for calculating radio wave propagation and possibility of their 
use for radar systems. I. Classification of applied models and the main requirements imposed on them for 
radar aids …………………............................................................................................................................... 86–96 

Alsatkin S.S., Medvedev A.V., Ratovsky K.G. Features of Ne recovery at the Irkutsk Incoherent Scatter Radar … 97–110

Guglielmi A.V., Klain B.I. Effect of the Sun on Earth’s seismicity ……………………………………… 111–115

Ruzhich V.V., Levina E.A. Features of distribution of seismic activity in different regions of Earth over 

phases of the 11-year solar cycle ……………………………………………………………………………... 116–125

Shikhovtsev A.Yu., Kovadlo P.G., Kiselev A.V. Astroclimatic statistics at the Sayan Solar Observatory ……. 126–133

Yanchukovskiy V.L. Muon intensity variations and atmospheric temperature …………………………... 134–141

Солнечно-земная физика. 2020. Т. 6. № 1 
Solnechno-zemnaya fizika. 2020. Vol. 6. Iss. 1 

УДК 523.985.3   
     Поступила в редакцию 14.06.2019 
DOI: 10.12737/szf-61202001 
     Принята к публикации 02.12.2019 

КВАЗИПЕРИОДИЧЕСКИЕ ПУЛЬСАЦИИ  
В СОЛНЕЧНЫХ И ЗВЕЗДНЫХ ВСПЫШКАХ. ОБЗОР 

QUASI-PERIODIC PULSATIONS IN SOLAR AND STELLAR FLARES. REVIEW 

Е.Г. Куприянова 
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН,  
Санкт-Петербург, Россия, elenku@bk.ru 
Д.Ю. Колотков 
Уорикский Университет,  
Ковентри, Великобритания, d.kolotkov.1@warwick.ac.uk 
Институт солнечно-земной физики, СО РАН,  
Иркутск, Россия  
В.М. Накаряков 
Уорикский Университет, 
Ковентри, Великобритания  
Санкт-Петербургский филиал  
Специальной астрофизической обсерватории РАН,  
Санкт-Петербург, Россия, V.Nakariakov@warwick.ac.uk 
А.С. Кауфман 
Институт солнечно-земной физики, СО РАН, 
Иркутск, Россия, deres@iszf.irk.ru 

E.G. Kupriyanova 
Central Astronomical Observatory at Pulkovo RAS, 
Saint Petersburg, Russia, elenku@bk.ru 
D.Yu. Kolotkov  
University of Warwick,  
Coventry, UK, d.kolotkov.1@warwick.ac.uk 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia  
V.M. Nakariakov  
University of Warwick,  
Coventry, UK  
Saint Petersburg branch of Special Astrophysical Observatory 
RAS,  
Saint Petersburg, Russia, V.Nakariakov@warwick.ac.uk 
A.S. Kaufman 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, deres@iszf.irk.ru 

Аннотация. В статье представлен обзор современного состояния исследований колебательных 
процессов в солнечных и звездных вспышках, основанных на наблюдательных данных наземных 
и космических инструментов с высоким временны́ м, 
пространственным и спектральным разрешением 
в разных диапазонах электромагнитного спектра. 
Рассматриваются механизмы генерации вспышечного излучения и его квазипериодической модуляции. 
Обсуждаются сходство и различие солнечных 
и звездных вспышек, а также связанные с этим проблемы супервспышек на Солнце и космической погоды. Показано, что квазипериодические пульсации 
(КПП) вспышечного излучения являются эффективным инструментом диагностики как самих вспышечных процессов, так и параметров тепловой 
плазмы и ускоренных частиц. Рассматриваются виды КПП, их статистические свойства и методы анализа с учетом нестационарности параметров КПП. 
Сделан обзор предполагаемых механизмов КПП 
и открытых вопросов. 

Ключевые слова: Солнце, солнечная активность, 
солнечные вспышки, звездные вспышки, квазипериодические пульсации. 

Abstract. This paper provides an overview of the stateof-the-art studies of oscillatory processes in solar and stellar flares, based on modern observational data from 
ground-based and space-borne instruments with high temporal, spatial, and spectral resolution in different electromagnetic spectrum ranges. We examine the mechanisms 
that generate flare emission and its quasi-periodic modulation. We discuss similarities and differences between 
solar and stellar flares, and address associated problems 
of su-perflares on the Sun and space weather problems. 
Quasi-periodic pulsations (QPPs) of flare radiation are 
shown to be an effective tool for diagnosing both the flare 
processes themselves and the parameters of flare plasma 
and acceler-ated particles. We consider types of QPPs, 
their statistical properties, and methods of analysis, taking 
into account the non-stationarity of the QPPs’ parameters. 
We review the proposed mechanisms of QPPs and 
address open questions. 

Keywords: Sun, solar activity, solar flares, stellar 
flares, quasi-periodic pulsations. 

1.
ВВЕДЕНИЕ

Исследования Солнца позволяют найти ответы 
на многие вопросы, связанные с солнечно-земными 
связями и физикой звезд. Физические процессы, 
происходящие на Солнце, представляют интерес для 
понимания и предсказания взаимодействия солнечной плазмы с атмосферой и магнитным полем Земли, 

что является необходимым для понимания земного 
климата и космической погоды. Кроме того, Солнце 
может рассматриваться как природная плазменная 
лаборатория. Плазма представляет собой ионизированный газ, и ее поведение во многом определяется 
электромагнитным взаимодействием между свободными электронами и ионами. Более 99.9 % наблю
3 

Е.Г. Куприянова, Д.Ю. Колотков, 
    E.G. Kupriyanova, D.Yu. Kolotkov, 
В.М. Накаряков, А.С. Кауфман  
        V.M. Nakariakov, A.S. Kaufman 

даемой Вселенной является плазмой, поэтому ее 
изучение представляет несомненный интерес для 
современной физики. Например, изучение плазмы 
важно в контексте решения проблем экологически 
чистой и практически неистощимой энергетики будущего, поскольку плазма является рабочим телом в 
реакторах управляемого термоядерного синтеза.  
Помимо таких относительно постоянных процессов, как тепловое излучение, в том числе в видимом 
диапазоне, исходящее с поверхности Солнца, и истечение плазмы в виде заполняющего почти всю Солнечную систему солнечного ветра, на Солнце происходит спорадическое импульсное энерговыделение во 
вспышках и корональных выбросах массы (КВМ). 
Характерные времена этих процессов составляют от 
нескольких секунд до нескольких часов. Выделяемая энергия достигает 1033 эрг, т. е. эквивалентна 
энергии одновременного взрыва двух миллиардов 
атомных бомб, сброшенных на Хиросиму, что делает вспышки и КВМ наиболее мощными физическими процессами в Солнечной системе. При этом выделение энергии обусловлено не ядерными реакциями, а преобразованием энергии магнитного поля в 
другие виды энергии — тепловую и кинетическую 
(включая ускорение заряженных частиц и генерацию плазменных струй). С ускоренными частицами 
связано появление излучения различных диапазонов 
длин волн — от длинноволнового до жесткого рентгеновского и гамма-лучей. 
Звезды поздних спектральных классов, в частности красные карлики, также известны своей вспышечной активностью. В то же время окончательно 
не установлена идентичность физических механизмов, ответственных за импульсное энерговыделение 
на вспышечных звездах и на Солнце. Прецизионные 
наблюдения звезд солнечного типа показывают 
наличие вспышечной активности и у них. Более того, 
в ряде случаев на звездах наблюдались супервспышки 
с энергией до 1038 эрг, что значительно больше энергии самых мощных вспышек на Солнце. Регистрация 
супервспышек на звездах поднимает вопросы о возможности и вероятности появления супервспышки на 
Солнце и ее последствиях для нашей цивилизации.  
Несмотря на очевидную важность и интенсивные 
исследования, до сих пор нет полного понимания 
физических процессов, приводящих к импульсному 
энерговыделению. Трудности при исследованиях 
обусловлены не только многомасштабностью и нелинейностью вспышек, но и недостатком данных 
высокоточных и многоволновых наблюдений. Кроме 
того, сложности встречаются в диагностике параметров плазмы и магнитного поля во вспышечных 
областях, а также в разработке и применении специфических методов, позволяющих выбрать модели, 
наиболее точно описывающие наблюдения.  
В последнее время существенный прогресс достигнут в понимании важности колебательных квазипериодических явлений в солнечных вспышках. Тот 
факт, что квазипериодические явления, обычно называемые квазипериодическими пульсациями (КПП), 
наблюдаются в подавляющем большинстве вспышечных событий, указывает на необходимость их учета 

при построении модели солнечной вспышки. В данной 
работе мы предлагаем детальный обзор современного 
состояния экспериментального изучения КПП в солнечных и звездных вспышках и их теоретического 
моделирования. 

2.
ЧТО ТАКОЕ СОЛНЕЧНЫЕ
И ЗВЕЗДНЫЕ ВСПЫШКИ?

2.1.  Наблюдения и феноменология солнечных вспышек 
Излучение солнечных вспышек наблюдается во 
всем диапазоне электромагнитного спектра — от низкочастотных радиоволн до высокоэнергичного гаммаизлучения. Определим различные диапазоны длин 
волн, о которых пойдет речь в данном обзоре (в порядке уменьшения длины волны). Сразу отметим, что 
границы диапазонов условные и в приграничных областях разделение на диапазоны зависит от конкретного 
механизма излучения (о механизмах см. подробнее 
в подразделе 2.3). Радиоизлучение солнечных вспышек принимается наземными телескопами в диапазоне 
от декаметровых до миллиметровых (мм) и субмиллиметровых (суб-мм) длин волн. Часто радиодиапазон от 
десятков сантиметров до нескольких миллиметров 
рассматривают отдельно, а излучение с такими длинами волн называют микроволновым. Недавно (в аспекте 
солнечных вспышек) также возник интерес к так 
называемым терагерцовому (ТГц) и субтерагерцовому 
(суб-ТГц) радиодиапазонам. Исходя из длины волны, 
эти диапазоны также называют субмиллиметровым и 
миллиметровым, λ≈0.1–8 мм. Со стороны более длинных волн они граничат с микроволновым диапазоном, 
а в своей коротковолновой части — с инфракрасным 
(ИК) диапазоном (λ≈0.74–200 мкм). Оптический континуум охватывает диапазон от бальмеровского скачка 
(λ=3646 Å) до ближнего ИК-диапазона (λ≈7400 Å). 
В диапазоне 
ультрафиолетового 
(УФ) 
излучения 
(λ≈100–3000 Å) выделяют поддиапазон крайнего ультрафиолета (КУФ) с длиной волны λ≈100–1210 Å. Для 
определения диапазонов рентгеновского излучения 
принято использовать значения энергии, выраженные 
в электронвольтах (эВ). Формула Планка легко позволяет 
перевести 
эти 
значения 
в 
длины 
волн: 
λÅ≈12400/EэВ, где λÅ — длина волны в Å, EэВ — энергия фотона в эВ. Диапазон мягкого рентгеновского 
(МР) излучения с энергиями от 10 эВ до 10–15 кэВ 
соответствует длинам волн λ≈0.84–124 Å. Длины 
волн жесткого рентгеновского (ЖР) излучения с 
энергиями 15–250 кэВ лежат в диапазоне λ≈0.05–
0.84 Å. Самый высокоэнергичный (и коротковолновый) диапазон гамма-излучения с энергиями выше 
100 кэВ перекрывается с ЖР-диапазоном (λ < 0.1 Å).  
Солнечные вспышки происходят в атмосфере 
Солнца, в основном в активных областях, но иногда 
и между ними. Активные области расположены над 
областями концентрации магнитного потока, как 
правило многополярными, на поверхности Солнца. 
Часто на уровне видимой поверхности Солнца данные области содержат солнечное пятно, пору или их 
ансамбль (рис. 1). Сведения о магнитном поле в на- 

4 

Квазипериодические пульсации в солнечных и звездных вспышках…      Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares… 

Рис. 1. Изображения активной области вспышечных петель на фазе спада вспышки SOL2013-05-14 в 04:20:00 UT в 
разных волновых диапазонах (слева направо): солнечные пятна на фотосфере (SDO/AIA 4500 Å), магнитограмма 
(SDO/HMI), КУФ-излучение (SDO/AIA 171 Å) и МР-излучение (Hinode) в 02:26:34 UT. Для построения изображений 
SDO использованы возможности интернет-ресурса [https://legacy.helioviewer.org/], МР-данные получены из интернетархива [http://sdc.uio.no/sdc/]. (Цветную версию рисунка см. в электронной версии журнала) 

стоящее время можно получить, используя, в частности, данные инструмента Helioseismic and Magnetic 
Imager (HMI) на борту Solar Dynamics Observatory 
(SDO) [Scherrer et al., 2012]. В пятне магнитное поле 
достигает нескольких тысяч гаусс. В поре поле слабее — одна-две тысячи гаусс. Выходящее в верхнюю часть солнечной атмосферы — корону — магнитное поле заполняет весь доступный объем и приводит к структурированию плазмы, образуя петельные структуры, направленные вдоль магнитных силовых линий. Их характерные диаметры составляют 
десятки-сотни тысяч километров, а малые радиусы 
(радиусы сечения) ― несколько тысяч километров.  
В КУФ- и МР-диапазонах корональные петли 
наблюдаются как яркие арочные структуры (см. две 
правые панели рис. 1; для визуализации аркады использованы КУФ-данные инструмента Atmospheric 
Imaging Assembly (AIA) на борту SDO и данные 
в МР-диапазоне спутника Hinode [Golub et al., 2007]). 
Магнитное поле в корональной части активной области составляет от нескольких единиц до нескольких сотен гаусс. Поведение плазмы над активными 
областями определяется в основном магнитным, 
а не газовым давлением. В частности, отношение β 
газового давления к магнитному является важным 
параметром плазменных систем. Над активными 
областями параметр β, как правило, не превышает 
0.2 [Shibasaki, 2001; Wang et al., 2007]. 
Стандартная солнечная вспышка начинается с 
внезапного увеличения в КУФ-диапазоне яркости 
отдельных петель в активной области. В радио- 
и ЖР-диапазонах в это время наблюдается резкое, 
до нескольких порядков величины, повышение потока излучения — так называемая импульсная фаза 
вспышки. Как правило, источники ЖР-излучения 
локализованы в хромосфере, причем два источника 
располагаются по разные стороны от линии раздела 
полярностей (нейтральной линии) на поверхности 
Солнца (см. схематическое изображение солнечной 
вспышки на рис. 2) в областях с противоположной 
магнитной полярностью. Относительная площадь 
источников ЖР-излучения составляет десятую или 
сотую долю процента полной площади поверхности 
Солнца. Аналогичная морфология обычно наблюдается и в диапазоне Нα, который ассоциируется с излу
чением ионизированного водорода в хромосфере. 
В редких случаях в районах источников ЖР-излучения 
появляются уярчения в белом свете и гамма-излучении. Иногда с источниками ЖР-излучения и белого света совпадают источники излучения в среднем 
ИК-диапазоне [Penn et al., 2016]. В ряде случаев 
наблюдается третий источник ЖР-излучения в районе вершины вспышечной петли. В мощных вспышках часто наблюдаются сопряженные источники 
ЖР-излучения, перемещающиеся вдоль нейтральной 
линии с характерными скоростями несколько десятков километров в секунду [Bogachev et al., 2005; 
Reva et al., 2015]. В этом случае совокупность источников ЖР- и Нα-излучения образует на хромосфере структуру с двумя локально параллельными 
«лентами», 
вытянутыми 
по 
обе 
стороны 
от 
нейтральной линии на расстоянии друг от друга несколько десятков тысяч километров. Подобные 
вспышки носят название двухленточных (two-ribbon 
flares). Совокупность корональных петель аркады 
соединяет хромосферные ленты (характерная высота также несколько десятков тысяч километров). 
Источники микроволнового радиоизлучения наблюдаются во вспышечной петле, в то время как 
всплески более длинноволнового радиоизлучения 
регистрируются выше, над активной областью. Динамические спектры вызванного вспышкой радиоизлучения содержат разнообразные тонкие структуры, называемые радиовсплесками. Длительность 
импульсной фазы вспышки составляет обычно от 
нескольких десятков секунд до нескольких минут 
[Benz, 2017]. 
Более длинным, до нескольких часов, оказывается 
временной интервал увеличенной яркости вспышечной области в КУФ- и МР-диапазонах. Как правило, максимум яркости в этих диапазонах достигается в конце импульсной фазы. Любопытно, что на 
фазе роста уровня излучения временная производная роста яркости МР-излучения напоминает сигнал, 
регистрируемый в радио- и ЖР-диапазонах (см. подробнее в подразделе 2.3). Данное явление называется эффектом Нойперта [Neupert, 1968]. Источники 
КУФ- и МР-излучения часто имеют форму петли 
или каспа (шлемовидная структура, рис. 1). Достигнув 
максимума, КУФ- и МР-излучение из вспышечной об- 

5 

Е.Г. Куприянова, Д.Ю. Колотков,  
 
 
 
 
 
          E.G. Kupriyanova, D.Yu. Kolotkov, 
В.М. Накаряков, А.С. Кауфман  
 
 
 
 
 
              V.M. Nakariakov, A.S. Kaufman 

 

 

Рис. 2. Стандартная модель солнечной вспышки 
 
ласти медленно и плавно спадает. Данный временной интервал продолжительностью от нескольких 
десятков минут до нескольких часов называется 
фазой спада.  
Описанная картина является усредненной, и специфические проявления конкретной вспышки в различных диапазонах могут существенно отличаться 
от данного сценария. В частности, иногда наблюдаются «холодные» вспышки с крайне незначительным увеличением МР-излучения [Fleishman et al., 
2011; Masuda et al., 2013; Lysenko et al., 2018], а также 
radio-quiet-вспышки, сопровождаемые лишь незначительным радиоизлучением [Benz et al., 2007]. 
Другим отклонением от данного обобщенного сценария являются упомянутые выше квазипериодические вариации потоков вспышечного излучения, 
регистрируемые на всех фазах вспышки во всех 
наблюдательных диапазонах.  
Существуют несколько систем классификации 
солнечных вспышек. В настоящее время широко используется система, основанная на интенсивности МРизлучения в диапазоне 1–8 Å. Вспышки с интенсивностью больше 10–4 Вт/м2 относятся к классу X, от 10–5 
до 10–4 Вт/м2 — к классу М, от 10–6 до 10–5 Вт/м2 — 
к классу С и от 10–7 до 10–6 Вт/м2 — к классу В. 
Вспышки класса В часто классифицируются как 
микровспышки. Другие классификации основаны на 
относительной площади и яркости Нα-лент и на пиковом значении радиоизлучения на частоте 5 ГГц. 
Более полная информация о солнечных вспышках 
приводится в [Benz, 2017]. 

2.2. Стандартная 
модель 
солнечной 
вспышки 

Стандартная модель солнечной вспышки (также 
известная как модель «Carmichael, Sturrock, Hirayama, 
Kopp-Pneuman», CSHKP-модель), основанная на приведенных выше наблюдательных данных, схематично 
показана на рис. 2 (см. также рис. 22 и соответствующую веб-ссылку в [Hudson, 2016], где представлен 
архив (Flare Cartoon Archive) всех подобных схематичных иллюстраций солнечной вспышки, опубликованных в литературе с 1948 по 2012 г.). В этом 
подразделе мы дадим краткое описание CSHKPмодели с указанием основных физических механизмов и процессов. 
На начальном (предвспышечном) этапе энергия 
магнитного поля, являющегося основным источником энерговыделения во вспышках, аккумулируется 
в активных областях короны в форме непотенциального поля. Такая магнитная конфигурация оказывается неустойчивой к произвольно малому возмущению параметров плазмы, вследствие чего инициируется процесс быстрого магнитного пересоединения, 
например, в токовом слое, формирующемся вслед за 
дестабилизированным 
всплывающим 
плазмоидом 
(эруптивным жгутом), что приводит к стремительному 
высвобождению свободной магнитной энергии. Пересоединяющийся токовый слой, как правило, ориентирован перпендикулярно к поверхности Солнца, аналогично хвосту земной магнитосферы. Освобожденная 
магнитная энергия в дальнейшем преобразуется во 
внутреннюю (тепловую) энергию плазмы, кинетиче
6 

Квазипериодические пульсации в солнечных и звездных вспышках…      Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares… 

скую энергию коллективных течений плазмы, таких 
как альфвеновские струи (джеты) или плазмоиды, 
и в ускорение нетепловой популяции заряженных 
частиц до пиковых энергий от примерно 15–20 КэВ 
до десятков МэВ. Хотя процесс ускорения частиц на 
фоне магнитного пересоединения до сих пор не до 
конца изучен, именно с ним ассоциируют резкое 
увеличение нетеплового излучения активных областей: ЖР-, гамма- и радиоизлучения, а также других 
его видов, вызываемых электронными пучками, и, 
возможно, излучения в оптическом континууме (более детальное сравнение теплового и нетеплового 
излучения солнечных вспышек см. в подразделе 2.3). 
Ускоренные заряженные частицы движутся вдоль силовых линий магнитного поля, испуская гиросинхротронное излучение в микроволновом диапазоне. Электроны с энергией 10–100 кэВ, движущиеся в направлении поверхности Солнца, высыпаются в более плотную плазму хромосферы, являющуюся для них так 
называемой толстой мишенью, в которой они теряют 
всю кинетическую энергию и генерируют электромагнитное тормозное ЖР-излучение (рис. 3). Ускоренные 
протоны, а также релятивистские электроны с энергиями более 100 кэВ, вероятно, могут проникнуть 
глубже, вплоть до нижней хромосферы и фотосферы, 
генерируя излучение в гамма-диапазоне (за счет 
ядерных процессов, таких как нейтронный захват, 
аннигиляция позитронов) и в белом свете (см. обсуждение механизмов формирования излучения 
в оптическом диапазоне в контексте солнечных 
и звездных вспышек соответственно, например, 
в [Heinzel, Kleint, 2014; Heinzel, Shibata, 2018]). 
В связи с тем, что число частиц, движущихся с релятивистскими 
скоростями, 
чаще 
всего 
мало, 
вспышки в гамма-диапазоне на Солнце наблюдаются 
достаточно редко. Возможно, по этой же причине 
редки и вспышки в белом свете. Высказывалось, 
однако, противоположное утверждение [Kretzschmar, 
2011], что вспышки в белом свете сопровождают 
большинство вспышек на Солнце (если не все), 
включая слабые вспышки класса С.  
В результате бомбардировки быстрыми частицами 
плотная плазма хромосферы нагревается до десятков 
миллионов кельвинов и испаряется вверх, в корону, 
в результате чего корональные магнитные петли заполняются горячей плазмой, находящейся в тепловом 
равновесии (здесь и далее мы будем называть ее «тепловой плазмой»). На этом этапе можно наблюдать появление ярких поствспышечных корональных петель, 
излучающих в мягком рентгеновском диапазоне 
(рис. 1). В свою очередь, нетепловые электроны, 
движущиеся вверх от области начального ускорения, 
взаимодействуют с окружающей тепловой плазмой, 
что ведет к формированию радиовсплесков различных типов [Mészárosová et al., 2009]. 
Представленная стандартная модель описывает процесс вспышки в нулевом приближении, поскольку не 
учитывает, в частности, трехмерную структуру областей наиболее мощного энерговыделения (см. обсуждение свойств двухленточных вспышек в подразделе 2.1). Попытка обобщения стандартной модели 
вспышки с учетом 3D-эффектов была предпринята, 
например, в работе [Aulanier et al., 2012]. 

Рис. 3. Контуры источников ЖР- и МР-излучения во 
время импульсной фазы (штриховые линии) и фазы спада 
вспышки (сплошные линии), наложенные на КУФизображения SDO/AIA 171 Å 

2.3. Тепловое и нетепловое излучение: 
механизмы генерации, наблюдения, диагностика 
Природу излучения вспышечной плазмы в основном определяет распределение по скоростям 
и энергиям частиц, генерирующих данный вид излучения. Для описания распределения частиц используют различные функции, например, функцию Максвелла, степенные функции, κ- и η-распределения.  
С электронами, имеющими максвелловское распределение по скоростям, т. е. находящимися в тепловом равновесии, связывают так называемое тепловое излучение. Генерация теплового излучения 
происходит в основном за счет тормозного механизма, 
а именно: кинетическая энергия, теряемая тепловыми 
свободными электронами в процессе кулоновских 
столкновений со свободными электронами и ионами 
плазмы, переходит в нагрев плазмы и в энергию 
излучения. Для того чтобы тепловое тормозное излучение в МР-диапазоне было существенным (регистрируемым), электроны должны обладать достаточно большой энергией — выше 0.1 кэВ (что соответствует температуре 1.2 МК).  
Тормозной механизм является также одним из 
основных при генерации ЖР-излучения. Однако, поскольку энергия большинства электронов, генерирующих излучение в этой области спектра, определяется 
процессами ускорения и их распределение по скоростям (например, степенная функция) отличается от 
максвелловского, то форма спектра ЖР-излучения 
отличается от формы спектра МР-излучения. Такие 
электроны принято называть нетепловыми, а их излучение — нетепловым. В большинстве случаев излучение в диапазоне свыше 25–30 кэВ имеет нетепловую 
природу. 
Таким образом, МР-излучение в диапазоне ниже 
10 кэВ чаще всего связано с тепловыми процессами, 

7 

Е.Г. Куприянова, Д.Ю. Колотков,  
 
 
 
 
 
          E.G. Kupriyanova, D.Yu. Kolotkov, 
В.М. Накаряков, А.С. Кауфман  
 
 
 
 
 
              V.M. Nakariakov, A.S. Kaufman 

ЖР-излучение в диапазоне выше 30 кэВ — с нетепловыми. Область спектра 10–30 кэВ является переходной, 
где нетепловые и тепловые частицы вносят сопоставимый вклад в излучение. Для того чтобы надежно 
разделить тепловую и нетепловую компоненты, необходимо провести фитирование рентгеновских спектров с использованием по меньшей мере двух функций 
распределения электронов по скоростям — изотермической максвелловской и степенной [Hudson et al., 
1978; Holman et al., 2003]. 
Заметим, что такая дифференциация между тепловой и нетепловой компонентами рентгеновского излучения не является строгой и универсальной. С одной 
стороны, в отдельных случаях электроны с распределением по скоростям, отличным от максвелловского 
(например, κ- и η-распределения [Battaglia et al., 2015; 
Dudik et al., 2011]), могут вносить вклад в область 
рентгеновского излучения до 20 кэВ. С другой стороны, сверхгорячая тепловая плазма может влиять на 
излучение в диапазоне 25–30 кэВ и выше [Caspi et al., 
2010; Kashapova et al., 2013].  
Самый распространенный способ диагностики 
тепловых процессов в плазме солнечных вспышек в 
настоящее время основан на анализе временных профилей МР-излучения, получаемых космическими 
аппаратами (КА) GOES (Geostationary Operational 
Environmental Satellite) в полосах 1–8 Å (1.5–12 кэВ) и 
0.5–4 Å (3–25 кэВ). Для исследования нетеплового 
излучения широко используются данные российских 
и зарубежных КА, таких как «Конус-Винд» [Aptekar 
et al., 1995], Solar Neutron and Gamma rays (SONG) 
на борту КА Complex ORbital Observations in the 
Near-Earth space of the Activity of the Sun 
(CORONAS-F) [Kuznetsov et al., 2002]. Долгое время 
для исследования пространственно-временных и 
спектральных характеристик рентгеновского излучения использовался Reuven Ramaty High-Energy 
Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) [Lin et al., 2002]. 
Излучение в стандартных полосах КУФ, используемых при солнечных наблюдениях, является результатом или прямого нагрева, или остывания горячей плазмы. В большинстве случаев такое излучение имеет тепловую природу. Однако более надежным индикатором тепловой или нетепловой природы излучения этого спектрального диапазона остается рентгеновское излучение (см. выше). Оптическое (полоса 4500 Å), УФ (полосы 1600 Å, 1700 Å) 
и КУФ-излучение 
(304 
Å), 
наблюдаемое 
на 

SDO/AIA, формируется на уровнях температурного 
минимума и хромосферы и также нуждается в предварительном анализе с помощью наблюдения 
в рентгеновском диапазоне. В ряде работ проводится фитирование спектров рентгеновского и КУФизлучения, полученных на основе данных RHESSI 
и SDO/AIA, что позволяет охватить более широкий 
диапазон — от 0.1 кэВ до нескольких десятков кэВ 
[Battaglia et al., 2015]. 
Одним из механизмов, генерирующих микроволновое излучение солнечных вспышек, является 
гиросинхротронный (ГС) механизм (см. также рис. 5 
и описание наблюдательных признаков ГС и других 
механизмов излучения в микроволновом диапазоне 

в 
[http://solar.nro.nao.ac.jp/norh/doc/manuale.pdf]). 
Форма микроволнового ГС-спектра позволяет определить области оптически тонкого и оптически толстого излучения по частоте спектрального максимума. Источник излучения на частотах выше частоты спектрального максимума является оптически 
тонким. Отрицательный наклон спектра в этой области подчиняется степенному закону и определяется распределением энергии ускоренных электронов. 
Излучение на частотах ниже частоты спектрального 
максимума также связано с ускоренными электронами. Однако для излучения на этих частотах источник является оптически толстым, поэтому излучение выходит только из внешней области источника. Положительный наклон ГС-спектра в низкочастотной области определяется самопоглощением, 
приводящим к снижению интенсивности спектра с 
уменьшением частоты.  
Для получения информации о спектре, временной и пространственной структуре микроволнового 
излучения в настоящее время используются такие 
инструменты, как Сибирский радиогелиограф – 48 
(СРГ-48, изображения Солнца на пяти частотах в 
диапазоне 4–8 ГГц) [Лесовой и др., 2017], являющийся модернизацией Сибирского солнечного радиотелескопа (ССРТ), и Сибирский солнечный радиоспектрополяриметр (ССРС, 4–8 ГГц и 2–24 ГГц), 
находящиеся в Радиоастрофизической обсерватории 
ИСЗФ СО РАН (урочище Бадары) [Zhdanov, 
Zandanov, 2015]; радиогелиограф (NoRH, изображения на 17 ГГц и 34 ГГц) и радиополяриметры (NoRP, 
1–80 ГГц) обсерватории Нобеяма [Nakajima et al., 
1980, 1985]; Радиоастрономический телескоп Академии наук (РАТАН-600, 0.610–35 ГГц, станица 
Зеленчукская) [Хайкин и др., 1972]; телескопы Radio 
Solar Telescope Network (RSTN). 
Заметим, что в микроволновом диапазоне интенсивность гиросинхротронного и синхротронного 
излучения в солнечных вспышках определяется 
напряженностью магнитного поля, плотностью корональной плазмы (при наблюдении на низких частотах), а также показателем спектра, питч-углом и 
концентрацией нетепловых электронов [Dulk, Marsh, 
1982]. Описанный в подразделе 2.1 эффект Нойперта связывает временные профили вспышечных сигналов в МР и ЖР (а также микроволновом) диапазонах, а следовательно профили теплового и нетеплового излучения, и является, по сути, индикатором 
прямой связи между ускорением электронов, приводящим к ЖР- и микроволновому излучению, 
и нагревом плазмы, излучающей в МР-диапазоне. 
В конце этого раздела обратим внимание на приграничные волновые диапазоны ИК, субмиллиметрового и миллиметрового излучения, в которых исследования проводились в основном с целью уточнить 
модели распределения температур в хромосфере 
[см., например, Loukitcheva et al., 2004]. Первые 
наблюдения солнечных вспышек на суб-ммволнах были получены в 1984 г. [Kaufmann et al., 
1986]. С 2000 г. регулярно проводились наблюдения в суб-мм- и мм-диапазонах на Solar Submillimeter Telescope (SST). Первые данные о сол
8 

Квазипериодические пульсации в солнечных и звездных вспышках…      Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares… 

нечных вспышках в ИК-континууме получены позднее, в 2003 г. [Xu et al., 2004]. За последние два десятилетия популярность и актуальность наблюдений в этих 
диапазонах резко возросла в связи с вводом в эксплуатацию новой системы телескопов Atacama 
Large Millimeter Array (ALMA) [Wedemeyer et al., 
2016]. Моделирование и наблюдения излучения 
ИК-континуума показывают, что оно является тепловым 
тормозным 
и 
обусловлено 
свободносвободными столкновениями ионов хромосферы 
[Heinzel, Avrett, 2012; Trottet et al., 2015; Simões et al., 
2015]. Механизмы суб-мм- и мм-излучения до конца 
не ясны. Излучение на импульсной фазе вспышек 
интерпретировалось на основе обратного эффекта 
Комптона [Kaufmann et al., 1986], прямого черенковского излучения ускоренных в хромосфере электронов [Fleishman, Kontar, 2010], когерентного плазменного механизма [Sakai et al., 2006; Zaitsev et al., 
2014, 2016]. Если рассматривать суб-мм- и мм-диапазоны как продолжение микроволнового диапазона, 
то спектр приобретает N-образную форму, т. е. вслед 
за типичным спадом потока от частоты спектрального 
максимума в сторону больших частот наклон спектра опять становится положительным в суб-ТГцобласти. С одной стороны, такое поведение спектра 
интерпретировалось как ГС-излучение электронов с 
энергией более 300 кэВ [Tsap et al., 2018] или как 
ГС-излучение из компактного источника с плотной 
плазмой, в условиях которого важную роль в формировании спектра играет эффект Разина [Silva et al., 
2007]. С другой стороны, положительный наклон 
спектра может быть объяснен в рамках теплового 
тормозного излучения горячей плазмы вспышечных 
лент с температурой 104–106 K [Kontar et al., 2018]. 
 
2.4. Чем отличаются наблюдения солнечных и звездных вспышек? 
Аналогично тому, как солнечные вспышки являются самыми мощными процессами импульсного 
энерговыделения в Солнечной системе, вспышки на 
активных звездах спектрального класса М (красные 
карлики) и звездах солнечного типа представляют 
собой один из наиболее высокоэнергетических процессов в их системах. Детектирование таких событий требует либо широких обзоров неба, либо длительного наблюдения отдельной звезды. Регистрируемые энергии звездных вспышек сравнимы или 
зачастую значительно выше энергий самых мощных 
солнечных вспышек, в то время как спектральные 
диапазоны, в которых видны звездные вспышки, 
достаточно широки — от радиоволн (регистрируемых, например, РАТАН-600 и другими радиотелескопами) и оптической области (КА Kepler и 
Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), а также 
наземная сеть телескопов Next-Generation Transit 
Survey) до ультрафиолета (КА Galaxy Evolution 
Explorer, GALEX) и рентгеновских лучей (XMMNewton). Важность изучения таких событий связана 
как минимум с двумя причинами: во-первых, влияние их высокоэнергетического излучения на потенциальные жизнепригодные зоны соответствующих 
экзопланетных систем, а именно их роль в истоще
нии озонового слоя и диссипации атмосфер планет, 
а также воздействие на образование органических 
соединений (см. [Armstrong et al., 2016] и ссылки 
в этой статье); во-вторых, оценка вероятности таких 
событий на Солнце и их влияние на космическую 
погоду и жизнь на Земле. 
При наблюдениях в белом свете солнечные 
и звездные вспышки обычно ассоциируются с усилением интегрального потока в оптическом континууме от области бальмеровского скачка до ближнего 
инфракрасного диапазона. Интенсивность потока 
белого света в звездных вспышках обычно изменяется от нескольких процентов до нескольких десятков процентов звездной величины у солнцеподобных звезд [Maehara et al., 2015] и на порядки величины у красных карликов [Gershberg, 2005]. Наиболее экстремальные звездные вспышки могут на несколько часов изменить блеск звезды на порядки 
величины. Более того, самые мощные события, произошедшие на относительно тусклой звезде с обычной светимостью за пределами чувствительности 
наблюдательного инструмента, могут сделать ее 
видимой на время вспышки. В свою очередь, на 
Солнце вспышки в белом свете лишь незначительно 
(около 0.01 %) увеличивают его общую светимость. 
Такая особенность солнечных вспышек в белом свете, в сочетании с относительно короткой продолжительностью (не более нескольких минут), усложняет 
их детектирование. Были предприняты многочисленные попытки детектирования увеличения спектральной мощности в оптической области в солнечных вспышках. Например, в нескольких недавних 
работах (см. [Kotrč et al., 2016] по наземным 
и [Heinzel, Kleint, 2014] по космическим спектрографическим наблюдениями) сообщалось о кратковременных 
локализованных 
увеличениях 
спектрального потока в оптическом континууме до 
500 %, совпадающих по времени и положению 
с усилениями потока в других спектральных диапазонах. Оценка вариации полной яркости Солнца со 
временем в этих событиях показывает увеличение 
интенсивности оптического потока приблизительно 
на 0.1–0.5 %. С другой стороны, в большой доле 
спектрально-разрешенных наблюдений солнечных 
вспышек усиление спектральной мощности было 
значительно слабее [Lin, Hudson, 1976] или вообще 
не выявлялось [Švestka, 1966]. Таким образом, 
наблюдения солнечных вспышек в белом свете дают 
противоречивые результаты. Остается неясным, 
совпадают ли механизмы образования солнечных 
и звездных вспышек и, как следствие, можно ли отмасштабировать результаты наблюдений звездных 
вспышек до характерных значений солнечных 
вспышек. К примеру, оценка максимальной ожидаемой энергии вспышки в зависимости от размеров 
активной области (звездного пятна) была проведена 
в [Aulanier, 2013, рис. 4].  
Огромная удаленность объектов относительно 
наземных и космических наблюдательных инструментов приводит к тому, что звездные вспышки детектируются как кратковременное увеличение интегральной 
яркости всего видимого диска звезды в выбранном 
электромагнитном диапазоне. Пространственно-разре- 

9 

Е.Г. Куприянова, Д.Ю. Колотков,  
 
 
 
 
 
          E.G. Kupriyanova, D.Yu. Kolotkov, 
В.М. Накаряков, А.С. Кауфман  
 
 
 
 
 
              V.M. Nakariakov, A.S. Kaufman 

 

Рис. 4. Временные профили: левая панель — солнечной вспышки SOL2005-05-06T03:08:40 с КПП в микроволновом 
(34 ГГц, NoRH, черная кривая), жестком рентгеновском (100–300 кэВ, RHESSI, синяя кривая) и радиодиапазоне (32 МГц, 
RSTN, красная кривая) [Kupriyanova et al., 2016]; правая панель — звездной вспышки на красном карлике SDSS 
J144738.47+035312.1 с КПП в ближнем УФ-диапазоне по данным спутника GALEX [Doyle et al., 2018] 
 
шенные наблюдения солнечных вспышек выгодно 
отличаются в этом аспекте, позволяя изучать не только 
интегральные кривые блеска вспышек, но и локализовать источники излучения и определить геометрию 
вспышечной области (см. описание двухленточных 
вспышек в подразделе 2.1). Заметим, что, помимо 
рутинных наблюдений солнечных корональных 
структур в коротковолновых диапазонах, холодные 
тусклые поствспышечные петли, расположенные 
над лимбом, наблюдаются также в белом свете 
[Saint-Hilaire et al., 2014]. Heinzel, Shibata [2018] использовали одно из наблюдений в белом свете для 
оценки вклада оптического излучения петель в общую светимость звездных вспышек. Таким образом, 
наличие пространственной информации имеет решающее значение для корректной интерпретации физических механизмов самой вспышки и параллельно 
протекающих процессов (см. раздел 5). 
 
2.5. Супервспышки 
Наиболее мощной вспышкой на Солнце за всю 
историю наблюдений считается так называемая 
Кэррингтоновская вспышка [Carrington, 1859] с полной энергией ~1032 эрг. Среди «обычных» вспышек 
на звездах наблюдаются гораздо более мощные 
вспышки — так называемые супервспышки с полной энергией более 1033 эрг, что на порядки больше 
энергии всех наблюдавшихся солнечных вспышек. 
Типичными звездами, производящими вспышки, 
считаются красные карлики класса М. Тем не менее 
КА Kepler зарегистрировал более 1500 супервспышек с полной энергией 1033–1036 эрг на звездах класса G, т. е. на звездах солнечного типа [Shibayama 
et al., 2013]. Несмотря на то что число звезд, производящих супервспышки, составляет всего ~0.1 % 
всех исследованных звезд [Maehara et al., 2012], возникает вопрос о вероятности возникновения супервспышки на Солнце. Shibayama et al. [2013] выявили 
эмпирическую зависимость частоты N возникновения вспышек на звездах от их энергии E, которая 
описывается степенной функцией dN/dE ∝E−α, α ≈ 2. 
Статистические исследования показывают аналогичную зависимость возникновения солнечных вспышек. 
Сопоставление статистических результатов для солнечных и звездных вспышек позволяет оценить 

среднюю частоту появления вспышек на Солнце 
с энергией порядка 1034–1035 эрг (т. е. в 100–1000 раз 
более мощных, чем вспышка Кэррингтона) как одно 
событие в 800–5000 лет [Shibayama et al., 2013]. 
Вопрос возникновения супервспышки на Солнце 
становится более актуальным, если учесть, что 
вспышки на Солнце и звездах имеют сходный сценарий, о чем много говорилось в монографии 
[Gershberg, 2005]. Более того, недавно во многих 
супервспышках были выявлены затухающие квазипериодические пульсации, аналогичные пульсациям 
в солнечных вспышках [Pugh et al., 2015]. В работе 
[Cho et al., 2016] по 59 солнечным и 52 звездным 
вспышкам получено, что время затухания КПП и в тех, 
и в других связано с периодом колебания по одинаковому закону, а именно, характерное время затухания 
зависит линейно от периода колебаний. Это косвенно 
свидетельствует в пользу единой природы солнечных 
вспышек и супервспышек на звездах.  
С другой стороны, анализ фотометрических измерений светимости звезд поздних спектральных 
классов показал, что пятна на звездах могут на порядки превышать солнечные пятна по площади и по 
напряженности магнитного поля [Gershberg, 2005], 
а следовательно, короны звезд являются хранилищем гораздо большего количества энергии, реализуемой впоследствии во вспышках, чем корона Солнца. 
Более того, звезды, производящие супервспышки, 
могут качественно отличаться от Солнца [Katsova et al., 
2018]. Проведенное ранее моделирование динамомеханизма показало, что в случае, когда альфаэффект имеет знак, обратный солнечному, должно 
наблюдаться резкое усиление магнитной активности 
звезды [Kitchatinov, Olemskoy, 2016].  
 
2.6. Влияние вспышек на магнитосферу и 
верхние слои атмосферы Земли 
Солнечные вспышки и корональные выбросы 
массы оказывают существенное влияние на состояние околоземного пространства, т. е. на космическую погоду и, как следствие, на здоровье космонавтов и экипажей и пассажиров высотных самолетов, на функционирование космических аппаратов 
и систем энергетики, связи и навигации, в частности 
GPS (Global Positioning System) и ГЛОНАСС (Гло
10 

Квазипериодические пульсации в солнечных и звездных вспышках…      Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares… 

бальная 
навигационная 
спутниковая 
система). 
Например, упомянутая выше вспышка Кэррингтона 
в 1859 г. вызвала глобальные возмущения магнитного поля Земли и привела к сбою в работе телеграфа, а геомагнитная буря 13–14 марта 1989 г., вызванная солнечной вспышкой класса Х4.5, привела 
к масштабным сбоям в энергосистеме канадской 
провинции Квебек (Квебекское событие). Поток 
энергичных частиц, генерируемых солнечными 
вспышками, 
является 
причиной 
возникновения 
наведенных токов в электрических цепях, особенно 
на высоких широтах, где магнитосфера не так хорошо защищает Землю от влияния космических лучей [Гуревич, 2016]. Совсем недавно, в сентябре 
2017 г., самые мощные вспышки 24-го цикла солнечной активности привели к сбоям высокочастотных линий связи, что затруднило оказание помощи 
жителям островов у побережья Америки, пострадавшим от урагана Ирма [Frissell et al., 2019].  
Hayes et al. [2017] выявили взаимосвязь КПП с 
характерным периодом порядка 20 мин в ионосферном 
слое D и пульсаций излучения солнечной вспышки в 
рентгеновском и КУФ-диапазонах. Было показано, что 
ионосфера Земли более чувствительна к мелкомасштабным изменениям потока солнечного МР-излучения, чем считалось ранее. Тем самым подтверждена 
тесная связь процессов в ионосфере Земли с мелкомасштабными изменениями солнечной активности.  
 
3. 
КВАЗИПЕРИОДИЧЕСКИЕ  
ПУЛЬСАЦИИ 
Как было упомянуто выше, в солнечных вспышках 
наблюдаются повторяющиеся вариации потоков излучения, например изменяющиеся по гармоническому 
закону. Однако очевидно, что при наблюдениях солнечных вспышек невозможно встретить в точности 
гармонические сигналы, даже если они присутствуют. 
Инструментальные шумы, влияние ионосферы Земли, 
комплексная природа явлений на Солнце приводят к 
тому, что на практике мы имеем дело с такими отклонениями от гармонического сигнала, как всевозможные виды трендов, шумы различной природы, модуляция амплитуды и частоты сигнала как стохастическая, так и определенная неким физическим процессом (или процессами), сигналы в виде волновых 
пакетов, или цугов (wave trains). Все эти отклонения 
делают наблюдаемый сигнал не чисто периодическим, а квазипериодическим. Подобные вариации 
потока излучения называются квазипериодическими 
пульсациями (КПП). Кроме того, ряд механизмов 
(см. раздел 5) приводит к повторяющимся негармоническим или же к существенно модулированным 
сигналам, например в форме экспоненциально затухающей синусоиды.  
 
3.1. Статистические свойства КПП 
КПП присутствуют в излучении всего электромагнитного спектра, от радиоволн до гамма-лучей 
[Kane et al., 1983; Nakajima et al., 1983; Nakariakov et 
al., 2010a; Kupriyanova et al., 2010; Dolla et al., 2012; 
Su et al., 2012; Simões et al., 2015; Inglis et al., 2016]. 
Анализируя свойства сигнала в разных диапазонах, 

а именно его амплитудные, частотные и фазовые 
характеристики, мы можем строить предположения 
относительно природы КПП [McLaughlin et al., 
2018; Van Doorsselaere et al., 2016; Nakariakov, 
Melnikov, 2009] (см. рис. 4 и раздел 5). 
Статистические исследования показали, что КПП 
присутствуют как в нетепловом [Kupriyanova et al., 
2010], так и в тепловом [Simões et al., 2015] излучении более 80 % исследованных солнечных вспышек. 
Тот факт, что КПП являются часто встречающейся 
или, возможно, даже неотъемлемой особенностью 
вспышечного энерговыделения, стимулирует интерес к наблюдениям данного явления и его теоретическому моделированию. В частности, достигнуто 
понимание того, что КПП необходимо включить 
в общую модель солнечной вспышки, что, несомненно, повысит надежность предсказания экстремальных событий космической погоды, а также позволит приблизиться к пониманию фундаментальных 
процессов плазменной астрофизики, таких как магнитное пересоединение и ускорение заряженных 
частиц. 
Характерные периоды наблюдаемых КПП варьируются от долей секунды до десятков минут. Такие 
значения периодов связаны с физическими процессами, вызывающими КПП, однако необходимо также 
принимать во внимание особенности наблюдений. 
С одной стороны, временное разрешение ряда астрономических инструментов не позволяет выделять 
характерные периоды короче нескольких секунд. 
Наилучшим временным разрешением обладают инструменты в радиодиапазоне, где доступна регистрация изображений Солнца с шагом 0.1 с (например, 
NoRH). С другой стороны, небольшая продолжительность большинства вспышек ограничивает интервал со стороны длинных периодов величиной 
порядка нескольких минут. 
Статистические исследования добротности КПП, 
т. е. числа циклов (периодов) осцилляций, и ее связи 
с периодом КПП, основанные на событиях, произошедших в одной и той же вспышечной области 
[Pugh et al., 2017b], показали, что типичная длительность КПП составляет всего несколько (2–10) циклов колебаний [Nakariakov et al., 2019]. Кроме того, 
показано полное отсутствие зависимости среднего 
значения периода КПП от количества циклов КПП. 
Эти статистические свойства, присущие КПП в солнечных вспышках, должны учитываться при их детектировании и анализе.  
 
3.2. Виды КПП 

В основу классификации КПП может быть положена их нестационарность, а именно характерные 
вариации во времени амплитуды и периода, а также 
характерная временная структура сигнала. Например, среди прочих выделяются два характерных 
класса КПП: затухающие квазигармонические осцилляции и треугольные сигналы (т. е. колебания, 
каждый период которых имеет симметричную треугольную форму) [Nakariakov et al., 2019]. В частности, необходимо уделить особое внимание нестационарным свойствам КПП потому, что в характере 

11