Солнечно-земная физика, 2023, № 2
Покупка
Основная коллекция
Издательство:
Институт солнечно-земной физики СО РАН
Наименование: Солнечно-земная физика
Год издания: 2023
Дополнительно
Вид издания:
Журнал
Артикул: 349900.0035.99
Тематика:
ББК:
УДК:
ГРНТИ:
Скопировать запись
Фрагмент текстового слоя документа размещен для индексирующих роботов.
Для полноценной работы с документом, пожалуйста, перейдите в
ридер.
СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА СМИ зарегистрировано Федеральной службой по надзору в сфере связи, информационных технологий и массовых коммуникаций ( Роскомнадзор). Регистрационный номер ЭЛ № ФС 77 — 79288 от 2 октября 2020 г. Издается с 1963 года ISSN 2712-9640 DOI: 10.12737/issn. 2712-9640 Том 9. № 2. 2023. 117 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 Registered by Federal Service for Supervision of Communications, Information Technology and Mass Media (Roscomnadzor). Registration Number EL No. FS 77 — 79288 of October 02, 2020 The edition has been published since 1963 ISSN 2712-9640 DOI: 10.12737/issn.2412-4737 Vol. 9. Iss. 2. 2023. 117 p. Quarterly Founders: Institute of Solar-Terrestrial Physics of Siberian Branch of Russian Academy of Sciences Siberian Branch of the Russian Academy of Sciences Состав редколлегии журнала Editorial Board Жеребцов Г.А., академик РАН — главный редактор, ИСЗФ СО РАН Zherebtsov G.A., Academician of RAS, 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 Абраменко В.И., д-р физ.-мат. наук, КРАО Abramenko V. I., D.Sc. (Phys.&Math.), CRAO Алтынцев А.Т., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Altyntsev A.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS Афанасьев Н.Т., д-р физ.-мат. наук, ИГУ Afanasiev N.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISU Благовещенская Н.Ф., д-р физ.-мат. наук, ААНИИ Blagoveshchenskaya N.F., D.Sc. (Phys.&Math.), AARI Богачев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН Bogachev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS Валявин Г.Г., канд. физ.-мат. наук, САО РАН Valyavin G.G., C.Sc. (Phys.&Math.), SAO RAS Григорьев В.М., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН Grigoryev V.M., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS Гульельми А.В., д-р физ.-мат. наук, ИФЗ РАН Guglielmi A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), IPE RAS Демидов М.Л., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Demidov M.L., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB 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 Зеленый Л.М., академик РАН, ИКИ РАН Zelenyi L.M., Academician of RAS, IKI RAS Куличков С.Н., д-р физ.-мат. наук, ИФА РАН Kulichkov S.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IAP RAS Леонович А.С.†, д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН Leonovich A.S.†, D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS Мареев Е.А., академик РАН, ИПФ РАН Mareev E.A., Academician of RAS, IAP RAS Медведев А.В., чл.-к. РАН, ИСЗФ СО РАН Medvedev A.V., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS Мингалев И.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ Mingalev I.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI 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 Пташник И.В., чл.-к. РАН, ИОА СО РАН Ptashnik I.V., Corr. Member of RAS, IAO SB RAS Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук, ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.), Scientific Secretary, ISTP SB RAS Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI Стародубцев С.А., д-р физ.-мат. наук, ИКФИА СО РАН Starodubtsev S.A., D.Sc. (Phys.&Math.), IKFIA SB RAS
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 Тестоедов Н.А., академик РАН, ИКТ КНЦ СО РАН Testoedov N.A., Academician of RAS, ICT KSC 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 Логинов В.Ф., академик НАН Беларуси, Институт природопользования Беларуси Loginov V.F., Academician of the NAS of Belarus, Institute of Nature Managment Йихуа Йан, проф., Национальные астрономические обсерватории Китая, КАН, Китай Yan Yihua, Prof., National Astronomical Observatories, China Панчева Дора, проф., Национальный институт геодезии, геофизики и географии БАН, Болгария Pancheva D., Prof., Geophysical Institute, Bulgarian Academy of Sciences, Bulgaria Ответственный секретарь редакции Executive Secretary of Editorial Board Полюшкина Н.А., ИСЗФ СО РАН Polyushkina N.A., ISTP SB RAS
СОДЕРЖАНИЕ Кириченко А.С., Лобода И.П., Рева А.А., Ульянов А.С., Богачев С.А. Широтные распределения солнечных микровспышек и высокотемпературной плазмы в минимуме солнечной активности .……... 5–11 Турова И.П., Григорьева С.А., Ожогина О.А. Линии CaII в спокойной области на Солнце. I. Динамические процессы в солнечной атмосфере ………………………………….…………................ 12–25 Воробьев А.В., Соловьев А.А., Пилипенко В.А., Воробьева Г.Р., Гайнетдинова А.А., Лапин А.Н., Белаховский В.Б., Ролдугин А.В. Локальная диагностика наличия полярных сияний на основе интеллектуального анализа геомагнитных данных ...………….................................................................... 26–34 Namuun B., Tsegmed B., Li L.Y., Leghari G.M. Differences in the response to CME and CIR drivers of geomagnetic disturbances …………...……………………………………………………………………... 35–40 Балабин Ю.В., Германенко А.В., Гвоздевский Б.Б., Маурчев Е.А., Михалко Е.А. Связанные с осадками события возрастания электромагнитной компоненты вторичных космических лучей: спектральные измерения и анализ …..................................................................................................................... 41–51 Максимов Д.С., Когогин Д.А., Насыров И.А., Загретдинов Р.В. Влияние солнечных вспышек 5–12 сентября 2017 г. на региональную возмущенность ионосферы Земли по данным ГНСС- станций, расположенных в Приволжском федеральном округе Российской Федерации ……………… 52–59 Янчуковский В.Л. Температурный эффект мюонов, регистрируемых под землей в Якутске с по- мощью телескопов на газоразрядных счетчиках ………………..………………………………………… 60–70 Восемнадцатая ежегодная конференция «Физика плазмы в солнечной системе», 6–10 февраля 2023 г., Институт космических исследований РАН, Москва, Россия Алтынцев А.Т., Глоба М.В., Мешалкина Н.С. Спокойная корона Солнца: ежедневные изобра- жения на длинах волн 8.8–10.7 см …………………………………………………………………………... 71–77 Стародубцев С.А., Зверев А.С., Гололобов П.Ю., Григорьев В.Г. Флуктуации космических лу- чей и МГД-волны в солнечном ветре ……………………………..………………………………..……… 78–85 Данилова О.А., Птицына Н.Г., Тясто М.И., Сдобнов В.E. Изменения жесткостей обрезания космических лучей во время бури 8–11 марта 2012 г. в период CAWSES-II …………………………... 86–93 Петухова А.С., Петухов И.С., Петухов С.И., Готовцев И.С. Особенности динамики парамет- ров среды и плотности космических лучей в сильных форбуш-понижениях, связанных с магнитными облаками ……………………………………………………………………………………………………... 94–100 Борисова Т.Д., Благовещенская Н.Ф., Калишин А.C. Спектральные характеристики плазменных волн ионосферы при возбуждении мощными КВ-радиоволнами на частотах излучения вблизи гиро- гармоник электронов и критической частоты слоя F2 ……………………………………………………. 101–110 Караханян А.А., Молодых С.И. Электрический потенциал ионосферы — альтернативный инди- катор солнечного воздействия на нижнюю атмосферу …………………………………………………... 111–115 Памяти Анатолия Сергеевича Леоновича ……………………………………………………………... 116 CONTENTS Kirichenko A.S., Loboda I.P., Reva A.A., Ulyanov A.S., Bogachev S.A. Latitude distribution of solar microflares and high-temperature plasma at solar minimum …….…………………………………………... 5–11 Turova I.P., Grigoryeva S.A., Ozhogina O.A. CAII lines in a quiet region on the Sun. I. Dynamic pro- cesses in the solar atmosphere ………………………………………………………………………………... 12–25 Vorobev А.V., Soloviev А.А., Pilipenko V.А., Vorobeva G.R., Gainetdinova A.A., Lapin A.N., Belakhovsky V.B., Roldugin A.V. Local diagnostics of aurora presence based on intelligent analysis of geomagnetic datа ………………………………………………………………………………………… 26–34 Namuun B., Tsegmed B., Li L.Y., Leghari G.M. Differences in the response to CME and CIR drivers of geomagnetic disturbances ..……………………………………………………………………..………… 35–40 Balabin Yu.V., Germanenko A.V., Gvozdevsky B.B., Maurchev E.A., Michalko E.A. Precipitation- related increase events of the electromagnetic component of secondary cosmic rays: Spectral analysis …..... 41–51
Maksimov D.S., Kogogin D.A., Nasyrov I.A., Zagretdinov R.V. Effects of September 5–12, 2017 solar flares on regional disturbance of Earth’s ionosphere as recorded by GNSS stations located in the Volga Federal District of the Russian Federation ……………..……………………………………………………... 52–59 Yanchukovsky V.L. Temperature effect of muons registered under the ground in Yakutsk by telescopes on GAS-discharge counters …………………………………………………........................................................ 60–70 18th Annual Conference “Plasma Physics in the Solar System”. February 6–10, 2023, Space Research Institute RAS, Moscow, Russia Altyntsev A.T., Globa M.V., Meshalkina N.S. Quiet solar corona: daily images at 8.8–10.7 cm wave- lengths …………………………………………………………………………………………………………... 71–77 Starodubtsev S.A., Zverev A.S., Gololobov P.Yu., Grigoryev V.G. Cosmic ray fluctuations and MHD waves in the solar wind ...................................................................................................................................... 78–85 Danilova O.A., Ptitsyna N.G., Tyasto M.I., Sdobnov V.E. Variations in cosmic ray cutoff rigidities dur- ing the March 8–11, 2012 magnetic storm (CAWSES II period) ……………………………………………. 86–93 Petukhova A.S., Petukhov I.S., Petukhov S.I., Gotovtsev I.S. Peculiarities of medium parameter dynamics and cosmic ray density in strong Forbush decreases associated with magnetic clouds …………… 94–100 Borisova T.D., Blagoveshchenskaya N.F., Kalishin A.S. Spectral features of ionospheric plasma waves excited by powerful HF radio waves radiated at frequencies near electron gyroharmonics and F2-layer criti- cal frequency ………………………………………………………………………………………………….. 101–110 Karakhanyan A.A., Molodykh S.I. Ionospheric electric potential — an alternative indicator of solar ef- fect on the lower atmosphere …………………………………………………………………………………. 111–115 In memory of Anatoly S. Leonovich …………………………………………………………………….... 116
Солнечно-земная физика. 2023. Т. 9. № 2
Solnechno-zemnaya fizika. 2023. Vol. 9. Iss. 2
5
УДК 523.98
Поступила в редакцию 03.03.2023
DOI: 10.12737/szf-92202301
Принята к публикации 18.04.2023
ШИРОТНЫЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ МИКРОВСПЫШЕК
И ВЫСОКОТЕМПЕРАТУРНОЙ ПЛАЗМЫ
В МИНИМУМЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ
LATITUDE DISTRIBUTION OF SOLAR MICROFLARES
AND HIGH-TEMPERATURE PLASMA AT SOLAR MINIMUM
А.С. Кириченко
Институт космических исследований РАН,
Москва, Россия, a.s.kiri4enko@gmail.com
И.П. Лобода
Институт космических исследований РАН,
Москва, Россия, i.p.loboda@gmail.com
А.А. Рева
Институт космических исследований РАН,
Москва, Россия, reva.antoine@gmail.com
А.С. Ульянов
Институт космических исследований РАН,
Москва, Россия, ikiru@inbox.ru
С.А. Богачев
Институт космических исследований РАН,
Москва, Россия, bogachev.sergey@gmail.com
A.S. Kirichenko
Space Research Institute RAS,
Moscow, Russia, a.s.kiri4enko@gmail.com
I.P. Loboda
Space Research Institute RAS,
Moscow, Russia, i.p.loboda@gmail.com
A.A. Reva
Space Research Institute RAS,
Moscow, Russia, reva.antoine@gmail.com
A.S. Ulyanov
Space Research Institute RAS,
Moscow, Russia, ikiru@inbox.ru
S.A. Bogachev
Space Research Institute RAS,
Moscow, Russia, bogachev.sergey@gmail.com
Аннотация. В работе проанализировано распределение
по широте высокотемпературной плазмы
(Т > 4 MK) и рентгеновских микровспышек на солнечном
диске в период низкой активности Солнца
в 2009 г. Распределение микровспышек классов
A0.1–A1.0 содержит пояса, характерные для обычных
вспышек класса B и выше. Всего нами зарегистрировано
526 микровспышек, большинство из которых,
около 96 %, наблюдалось на высоких широтах.
Около 4 % микровспышек было обнаружено
около экватора. Мы полагаем, что они сформированы
остаточным магнитным полем предыдущего, 23-го
цикла активности. Обычные вспышки класса B и выше
в этот период около экватора почти не наблюдались.
Число микровспышек в южном полушарии в этот
период было незначительно выше, чем в северном.
Это отличается от распределения обычных вспышек,
для которых ранее сообщалось о доминировании
северного полушария по числу вспышек.
Ключевые слова: микровспышки, солнечный
цикл, нагрев плазмы.
Abstract. The paper analyzes the latitude distribu-
tion of high-temperature plasma (T>4 MK) and micro-
flares on the solar disk during low solar activity in 2009.
The distribution of A0.1–A1.0 microflares contains
belts typical of ordinary flares of B class and higher. In
total, we have registered 526 flares, most of which,
about 96 %, occurred at high latitudes. About 4 % of
microflares were found near the solar equator. We be-
lieve that they were formed by the residual magnetic
field of previous solar cycle 23. Ordinary flares were
almost not observed near the equator during this period.
The number of microflares in the southern hemisphere
was slightly higher than in the northern one. This differs
from the distribution of normal flares for which the
northern hemisphere was previously reported to be
dominant
Keywords: microflares, solar cycle, plasma heating.
ВВЕДЕНИЕ
Пространственное распределение активных областей
и рентгеновских вспышек (исключая микро-
вспышки (энергия 1027–1030 эрг) и нановспышки
(энергия 1024–1027 эрг)) на Солнце является существенно
неоднородным. Преимущественно вспышки
и группы солнечных пятен формируются в так называемых
поясах активности, положение которых зависит
от фазы солнечного цикла [Rao, 1974]. Пояса
возникают в начале цикла на высоких широтах, после
чего медленно смещаются в сторону экватора, что,
при построении их зависимости от широты, образует
общеизвестную диаграмму «бабочек» [Knoska, Krivsky,
1978].
Существует множество работ, посвященных изучению
пространственного распределения вспышек,
которые сходятся в том, что причиной особенностей
их локализации является неоднородная структура
магнитного поля Солнца. Так, в работе [Howard,
1974] был проанализирован период с 1967 по 1973 г.
и показано, что 95 % магнитного потока в обоих
полушариях Солнца находится в диапазоне широт
от 0° до 40°. Абсолютное большинство солнечных
вспышек регистрируется в пределах этого же широтного
диапазона, вне зависимости от фазы цикла.
А.С. Кириченко, И.П. Лобода, А.А. Рева,
A.S. Kirichenko, I.P. Loboda, A.A. Reva,
А.С. Ульянов, С.А. Богачев
A.S. Ulyanov, S.A. Bogachev
6
Ряд работ посвящен изучению асимметрии активности
в южном и северном полушариях Солнца.
Так, в работе [Bell, 1962] показано наличие долговременной
асимметрии для солнечных циклов с номерами
от 8 до 18. Было показано, что во время циклов
8, 9 и с 14 по 18 преобладала активность в северном
полушарии — соответствующая доля пятен составляла
от 50 до 60 %. Verma et al. [1987b] показали,
что в 19-м и 20-м циклах на Солнце бо́льшее число
вспышек происходило в северном полушарии. В работе [
Verma, Joshi, 1987a] продемонстрировано, что
в 21-м цикле преобладала активность в южном полушарии.
Yadav, Badruddin [1980] проанализировали
широтное распределение оптических вспышек в южном
и северном полушариях с 1957 по 1978 г. и показали,
что 64 % всех вспышек произошло в северном
полушарии и только 36 % в южном. При этом
с 1957 по 1970 г. по числу оптических вспышек доминировало
северное полушарие, а с 1970 по 1978 г. —
южное, причем изменение пространственного распределения
вспышек произошло не между двумя
циклами, а непосредственно в ходе цикла. Garcia
[1990], анализируя солнечные вспышки рентгеновского
класса M1 и выше, показал, что в 20-м и 21-м
циклах сначала более активным было северное полушарие,
а затем активность сместилась в южное
полушарие. В 22-м цикле, согласно работе [Li et al.,
1998], доминировала активность в южном полушарии.
Joshi et al. [2006], анализируя распределение
хромосферных вспышек в линии Hα, показали, что
в начале 23-го солнечного цикла основная часть
вспышек регистрировалась в северном полушарии,
а после прохождения максимума — уже в южном.
Большое число вспышек класса С и выше с 1976
по 2008 г. было исследовано в работе [Pandey et al.,
2015]. Авторами была подтверждена асимметрия
солнечной активности с 21-го по 23-й солнечный
цикл. Результаты перечисленных работ хорошо согласуются
и показывают, что асимметрия рентгеновских
вспышек с 21-го по 23-й цикл колебалась
в диапазоне от –0.8 до 0.3. Полученные данные подтверждаются
также анализом синоптических карт пя-
тенной активности, проведенным в работе [Язев и др.,
2021]. Joshi et al. [2010] проанализировали активность
Солнца с 1976 по 2007 г. и показали, что наибольшая
асимметрия пространственного расположения вспышек
и пятен наблюдается в минимуме цикла.
Вопрос о пространственном распределении вспышек
малых энергий является пока значительно менее
изученным (см., например, обзор [Богачёв и др.,
2020]). Большой массив вспышек низких рентгеновских
классов от А до С (более 25000 событий) был
изучен в работе [Christe et al., 2008] по данным рентгеновского
телескопа RHESSI и рентгеновского монитора
GOES. Авторами был сделан вывод, что в пространственном
распределении исследованных событий
наблюдаются пояса, как и в распределении
обычных вспышек класса С и выше.
Reva et al. [2012] проанализировали 169 событий,
которые определили как горячие рентгеновские точки
(ГРТ). ГРТ являются короткоживущими (5–100 мин)
высокотемпературными (5–50 МK) объектами, что
отличает их, например, от ярких рентгеновских точек,
время жизни которых может составлять 8–40 ч,
а температура не превышает нескольких миллионов
градусов. Для исследования использовались изображения
Солнца в мягком рентгеновском диапазоне,
полученные на космическом аппарате (КА) КОРО-
НАС-Ф (см. [Zhitnik et al., 2003]). Было показано [Reva
et al., 2012], что основная часть ГРТ располагается
в поясах активности, в отличие от ярких рентгеновских
точек, имеющих равномерное пространственное
распределение [Golub et al., 1974]. Незначительное
количество ГРТ было обнаружено вблизи экватора.
В цикле работ [Боровик, Жданов, 2018, 2019,
2020] были изучены вспышечные события, которые
могут рассматриваться как предельно мощные мик-
ровспышки, по данным в линии Hα. Было установлено,
что на протяжении четырех циклов солнечной
активности после 21-го цикла наблюдалось значительное
уменьшение числа регистрируемых вспышечных
событий в оптическом диапазоне. К сожалению,
статистика по пространственному положению
вспышек на солнечном диске в этих работах
не приводится.
Кириченко и Богачёв (см., например, [Кириченко,
Богачев, 2013; Kirichenko, Bogachev, 2017a, b] разработали
методы для поиска и определения координат
слабых вспышек (микровспышек) рентгеновского
класса ниже A1.0. С помощью этих методов ими
была обнаружена корреляция между мощностью
микровспышек и характеристиками магнитного поля,
при этом пространственное распределение микро-
вспышек не изучалось.
В настоящей работе мы модифицируем методы
из работ [Кириченко, Богачев, 2013; Kirichenko, Bo-
gachev, 2017a, b] и применяем их для исследования
пространственного распределения микровспышек
рентгеновского класса А0.1 и выше, а также пространственного
распределения формирующейся в них
горячей плазмы. Мы хотим понять, сохраняются ли
в этом диапазоне пояса активности, или вспышки
распределены более равномерно. Мы предполагаем,
что вспышки малых энергий должны иметь равномерное
распределение. Такие события могут развиваться
в компактных областях, характеризующихся
слабым магнитным полем, условия для существования
которых могут обеспечены на любых широтах.
Однако вопрос о том, где происходит переход от поясов
к равномерному распределению (в области мик-
ровспышек, нановспышек или пиковспышек (энергия
1021–1024 эрг)) и происходит ли он вообще, пока
однозначно не решен. Для исследования мы выбрали
период низкой солнечной активности 2009 г., который
сочли благоприятным для изучения вспышек
малых энергий.
Структура работы следующая. В следующем разделе
мы представляем краткое описание используемых
данных и методов обработки. В разделе 2 представлены
полученные результаты. В разделе 3 мы обсуждаем
результаты работы и формулируем научные
выводы.
1.
ДАННЫЕ И МЕТОДЫ
Для исследования мы использовали преимущественно
данные приборов, работавших в 2009 г. на кос-
Широтные распределения солнечных микровспышек Latitude distribution of solar microflares 7 мическом аппарате «КОРОНАС-Фотон»: 1) солнечный телескоп FET; 2) изображающий спектрогелиометр MISH [Kuzin et al., 2009; Кузин и др., 2011]; 3) рентгеновский спектрофотометр SphinX [Gburek, 2013]. Координаты микровспышек определялись по данным прибора MISH, который регистрирует микро- события по рентгеновскому излучению нагретой ими плазмы. Прибор является монохроматическим, т. е. регистрирует излучение в очень узком диапазоне длин волн, в котором находится всего одна сильная спектральная линия — дублет иона MgXII (длины волн 8.419 и 8.425 Ǻ; см. описание прибора в [Reva et al., 2021]). Поскольку прибор имеет очень высокий порог температурной чувствительности (начинается от 3–4 млн. кельвинов), по его данным можно обнаруживать «горячие» микровспышки на фоне более холодной плазмы спокойной короны и активных областей. Пример изображения, полученного прибором MISH в исследуемый период, показан на правой панели рис. 1. На левой панели приведено близкое по времени изображение Солнца в более «холодной» спектральной области (171 Å; T~0.6 млн. кельвинов), полученное прибором FET. Для определения рентгеновского класса микро- вспышек мы использовали данные спектрофотометра SphinX. Прибор регистрировал спектры мягкого рентгеновского излучения в диапазоне 1–15 кэВ, в том числе в области длин волн 1–8 Ǻ, которая используется для рентгеновской классификации вспышек. Сведения о калибровке прибора SphinX, особенностях обработки временных профилей и методе определения рентгеновского класса вспышки можно найти в работе [Gryciuk et al., 2017]. Прибор SphinX обладал в диапазоне 1–8 Ǻ чувствительностью, достаточной для регистрации вспышек рентгеновского класса А0.1 и выше. Необходимо также отметить низкий уровень фонового рентгеновского излучения Солнца в исследуемый период, который большую часть времени был ниже порога чувствительности мониторов GOES, что соответствует классу А1. Данный факт принципиально важен для корректной оценки мощности вспышек в случае использования аппаратуры, регистрирующей поток излучения от всего диска Солнца. 2. РЕЗУЛЬТАТЫ 2.1. Пространственное распределение высокотемпературных источников излучения Пространственное распределение всех найденных на изображениях MISH высокотемпературных источников излучения (11109 событий) приведено на рис. 2. На верхней панели показано распределение источников излучения по солнечному диску. Минимум солнечной активности между 23-м и 24-м солнечными циклами наблюдался приблизительно в декабре 2008 г. По этой причине в 2009 г. на Солнце одновременно присутствовали центры активности, связанные с завершающимся 23-м циклом, расположенные вблизи экватора, а также центры активности нового 24-го цикла, расположенные на высоких широтах. Высокоширотные источники излучения в северном и южном полушариях обозначены на верх- ней панели рис. 2 синим и красным цветами соответственно. Источники излучения вблизи экватора показаны белым цветом. В целом распределение высокотемпературной плазмы показало хорошее согласие с ожидаемой структурой поясов активности в минимуме солнечного цикла. На нижней панели рис. 2 этот же результат представлен в виде карты: распределение источников излучения вдоль широты и долготы. Цветовая шкала показывает количество источников, обнаруженных на соответствующих участках диска Солнца. Так же, как и на верхней панели, хорошо видна структура распределения в виде трех полос: два пояса на высоких широтах и одна группа вблизи экватора. Долгота 0° соответствует центральному меридиану Солнца при наблюдениях с Земли. Долготы –90° и +90° соответствуют восточному и западному краям солнечного диска. Мы не определяли абсолютную (кэррингтоновскую) долготу источников излучения, поскольку не ставили целью исследовать распределение по долготе. 2.2. Пространственное распределение микровспышек Пространственное распределение микровспышек, т. е. источников излучения, для которых был достоверно измерен профиль излучения и определен рентгеновский класс (526 событий), приведено на рис. 3. Как и для высокотемпературных источников излучения ( рис. 2), на рис. 3 видны три группы: два пояса на высоких широтах (синий — в северном полушарии; красный — в южном) и одна группа вблизи экватора (белый цвет). Зеленым цветом показаны вспышки из каталога GOES, координаты которых определялись не по данным прибора MISH, а брались из каталога NOAA. По оси X показаны рентгеновский класс вспышки (A, B, C) и интенсивность потока излучения в диапазоне 1–8 Ǻ (Вт м–2). Вспышки, найденные по данным GOES, имеют класс примерно B и выше. Вспышки, найденные по данным MISH и SphinX, имеют класс от А0.1 и выше. 3. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ Солнечный минимум характеризуется благоприятными условиями для наблюдения вспышек малых энергий. В 2009 г. на орбите Земли работал КА «КОРОНАС-Фотон», предоставивший значительный объем данных о солнечной активности в этот период. В настоящем исследовании мы использовали эти данные для анализа пространственного распределения вспышек низких энергий и высокотемпературных источников излучения. По результатам обработки данных мы нашли значительное число высокотемпературных источников излучения (11109), для которых удалось определить их положение на диске Солнца. К сожалению, только для незначительной части этих источников удалось достоверно измерить профиль излучения, а также измерить рентгеновский класс. Это связано прежде всего со сложностью выделения слабых
А.С. Кириченко, И.П. Лобода, А.А. Рева,
A.S. Kirichenko, I.P. Loboda, A.A. Reva,
А.С. Ульянов, С.А. Богачев
A.S. Ulyanov, S.A. Bogachev
8
Рис. 1. Примеры изображений Солнца, использовавшихся в работе: слева — изображение Солнца, полученное телескопом
FET в линии 171 Å; справа — близкое по времени изображение, полученное спектрогелиометром MISH в линии
8.42 Ǻ
Рис. 2. Пространственное распределение высокотемпературных (
T>4 MK) источников излучения на диске
Солнца в 2009 г. (минимум солнечной активности) по данным
КА «КОРОНАС-Фотон»
всплесков излучения на фоне шума. В частности,
рентгеновские детекторы, работавшие в тот период
на КА GOES, достоверно регистрировали лишь
вспышки класса B и выше. Кроме того, часть данных
прибора SphinX, который мы использовали в работе,
была потеряна из-за нахождения КА «КОРО-
Рис. 3. Распределение по широте солнечных микро-
вспышек в 2009 г. (минимум солнечной активности) по данным
КА «КОРОНАС-Фотон» и GOES
НАС-Фотон» в радиационных поясах. Всего мы определили
координаты для 475 микровспышек рентгеновского
класса A0.1 и выше по данным приборов MISH
и SphinX и еще для 51 вспышки класса B и выше
по данным КА GOES.
Распределения вспышек и высокотемпературной
плазмы по широте (см. рис. 2 и 3) оказались в хорошем
согласии с ожидаемым распределением, которое
следует из закона Шперера. На рис. 4 показана
диаграмма «бабочек» для периода с 1996 по 2020 г.
Согласно этим данным, в 2009 г. должно было
наблюдаться три группы вспышек: две на высоких
широтах в северном и южном полушариях и одна
вблизи экватора. Оба полученных нами распределения
(и для высокотемпературной плазмы и для микро-
вспышек) примерно соответствуют этому шаблону.
Было затруднительно сделать достоверные выводы
о распределении вспышек в исследуемый период
только по данным КА GOES, поскольку в соответствующем
каталоге было найдено всего 51 событие
класса B и выше с известными координатами. Полу-
Широтные распределения солнечных микровспышек Latitude distribution of solar microflares 9 Рис. 4. Распределение солнечных вспышек класса B и выше по широте в 23-м и 24-м солнечных циклах по данным каталогов GOES и NOAA. Показан период, рассматриваемый в работе (наблюдения ТЕСИС) ченные в настоящей работе выводы удалось сделать только благодаря привлечению данных MISH и SphinX о вспышках класса A0.1 и выше. Заметим также, что почти невозможно, используя только данные GOES, отделить высокоширотные пояса вспышек от области около экватора. Например, в работе [Abdel-Sattar et al., 2018] не удалось выделить участок распределения около экватора: эта группа оказалась смешана с крыльями южного и северного поясов. В нашем случае из всех вспышек, зарегистрированных GOES, достоверно к экваториальной области удалось отнести только два события. Все остальные вспышки этой группы были обнаружены по данным SphinX и MISH. События экваториальной группы составили 4.2 % от общего числа вспышек. Распределение вспышек в поясах не является симметричным и не может быть аппроксимировано простой функцией, например распределением Гаусса. На рис. 5 показано фактическое распределение по широте высокотемпературных источников излучения (верхняя панель) и микровспышек (нижняя панель). Красная кривая на рисунке — результат аппроксимации распределения суммой функции Гаусса и полинома второй степени. Видно, что внутренние и внешние части распределения и в северном, и в южном полушариях имеют различную дисперсию, но мы не изучали этот вопрос более подробно. Некоторые статистические сведения о распределениях вспышек и высокотемпературной плазмы приведены в табл. 1. Информация приведена только для высокоширотных поясов: северного и южного. Экваториальное распределение не представлено, поскольку из-за малого числа событий статистические выводы в его отношении недостоверны. На распределениях на рис. 5 наблюдается асимметрия числа событий в северном и южном полушариях. Для ее количественной оценки мы использовали формулу: , N S A N S − = + где N — число событий в северном полушарии, а S — в южном. А>0 соответствует случаю, когда наибольшее число событий зарегистрировано в северном полушарии; А<0 — в южном. Результаты приведены в табл. 2. Рис. 5. Фактическое распределение по широте высокотемпературных источников излучения (верхняя панель) и микровспышек (нижняя панель). Красная кривая — результат аппроксимации Полученные результаты несколько противоречивы, так как приводят к разным выводам для высокотемпературной плазмы и микровспышек. В первом случае существенно доминировало по числу событий северное полушарие, а во втором случае — незначительно южное. Такое различие может быть объяснено возможностью формирования горячей плазмы в короне не только во вспышках, но и в результате медленного энерговыделения в активных областях (см., например, [Гречнев и др., 2006; Урнов и др., 2007]). Заметим, что в работе [Abdel-Sattar et al., 2018] для более длительного периода с 2008 по 2012 г., который включал исследованный нами 2009 г., для вспышек была обнаружена асимметрия с преобладанием активности в северном полушарии (5861 событий в южном полушарии против 10407). Заметим, что на рис. 3 наблюдается увеличение ширины пояса в области слабых микровспышек (рентгеновский класс ниже A1.0) по сравнению со вспышками класса B и выше. Иными словами, есть признаки увеличения широтного диапазона, в пределах которого регистрируются вспышечные события, по мере уменьшения их мощности. Мы считаем это интересным, поскольку полагаем, что при переходе к вспышкам самых низких энергий (нановспышкам и, возможно, пиковспышкам) распределение по широте должно становиться более равномерным (см., например, новые результаты по нановспышкам в работах [Завершинский и др., 2022; Богачёв, Ерхова, 2023]). Возможно, что мы наблюдаем на рисунке признаки именно такого перехода. Впрочем, точность полученных нами данных пока недостаточна для достовер-
А.С. Кириченко, И.П. Лобода, А.А. Рева,
A.S. Kirichenko, I.P. Loboda, A.A. Reva,
А.С. Ульянов, С.А. Богачев
A.S. Ulyanov, S.A. Bogachev
10
Таблица 1
Характеристики распределений по широте высокотемпературных источников излучения и микровспышек
Выборка
Группа
Средняя широта, град
Диапазон широт, град
Высокотемпературная
плазма
Северная
18.6°±3.9°
от 12° до 36.4°
Южная
–32.4°±4.4°
от –39.7° до –17.2°
Микровспышки
Северная
18.5°±3.4°
от 12.8° до 28.1°
Южная
–28.3°±3.7°
от –39.1° до –23.3°
Таблица 2
Асимметрия распределений в северном и южном полушариях в исследуемый период
Выборка
Значение асимметрии
Высокотемпературная плазма
0.49
Микровспышки
–0.13
ного вывода в этой области ввиду малой статистики,
а также отсутствия данных для событий, класс которых
ниже А0.1.
Исследование выполнено за счет гранта Российского
научного фонда (проект 21-72-10157).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
Богачёв С.А., Ерхова Н.Ф. Измерение энергетического
распределения нановспышек малой мощности. Солнечно-
земная физика. 2023. Т. 9, № 1. С. 3–9. DOI: 10.12737/szf-
91202301.
Богачёв С.А., Ульянов А.С., Кириченко А.С. и др. Мик-
ровспышки и нановспышки в короне Солнца. Успехи физических
наук. 2020. Т. 190, № 8. С. 838–858. DOI: 10.3367/
UFNr.2019.06.038769.
Боровик А.В., Жданов А.А. Статистические исследования
продолжительности солнечных вспышек малой мощности.
Солнечно-земная физика. 2018. Т. 4, № 2. С. 35–46.
DOI: 10.12737/szf-42201803.
Боровик А.В., Жданов А.А. Процессы энерговыделения
в солнечных вспышках малой мощности. Солнечно-земная
физика. 2019. Т. 5, № 4. С. 3–11. DOI: 10.12737/szf-
54201901.
Боровик А.В., Жданов А.А. Солнечные вспышки малой
мощности в оптическом и рентгеновском диапазонах длин
волн в 21–24-м солнечных циклах. Солнечно-земная физика.
2020. Т. 6, № 3. С. 18–25. DOI: 10.12737/szf-63202002.
Гречнев В.В., Кузин С.В., Урнов А.М., Житник И.А.,
Уралов А.М., Богачев С.А. и др. О долгоживущих горячих
корональных структурах, наблюдавшихся на ИСЗ КОРО-
НАС-Ф/СПИРИТ в линии Mg XII. Астрономический вестник.
Исследования солнечной системы. 2006. Т. 40, № 4.
С. 314–322.
Завершинский Д.И., Богачёв С.А., Белов С.А., Леден-
цов Л.С. Метод поиска нановспышек и их пространственное
распределение в короне Солнца. Письма в Астрон.
журн. 2022. Т. 48, № 9. С. 665–675. DOI: 10.31857/
S0320010822090091.
Кириченко А.С., Богачев С.А. Длительный нагрев
плазмы в солнечных микровспышках рентгеновского класса
А1. 0 и ниже. Письма в Астрон. журн. 2013. Т. 39, № 11.
С. 884–884. DOI: 10.7868/S0320010813110041.
Кузин С.В., Житник И.А., Шестов С.В. и др. Эксперимент
ТЕСИС космического аппарата КОРОНАС-Фотон.
Астрономический вестник. Исследования солнечной системы.
2011. Т. 45, № 2. С. 166–177.
Урнов А.М., Шестов С.В., Богачев С.А. и др. О пространственно-
временных характеристиках и механизмах
образования мягкого рентгеновского излучения в солнечной
короне. Письма в Астрон. журн. 2007. Т. 33, № 6.
С. 446–462. DOI: 10.7868/S0320010813110041.
Язев С.А., Ульянова М.М., Исаева Е.С. Комплексы
активности на Солнце в 21 цикле солнечной активности.
Солнечно-земная физика. 2021. Т. 7, № 4. С. 3–9.
DOI: 10.12737/szf-74202101.
Abdel-Sattar W., Mawad R., Moussas X. Study of solar
flares’ latitudinal distribution during the solar period 2002–2017:
GOES and RHESSI data comparison. Adv. Space Res. 2018.
Vol. 62, no. 9. P. 2701–2707. DOI: 10.1016/j.asr.2018.07.024.
Bell B. A Long-term north-south asymmetry in the loca-
tion of solar sources of great geomagnetic storms. Smithsonian
Contr. Astrophys. 1962. Vol. 5. P. 203.
Christe S., Hannah I.G., Krucker S., et al. RHESSI microflare
statistics. I. Flare-finding and frequency distributions. Astrophys.
J. 2008. Vol. 677, no. 2, P. 1385. DOI: 10.1086/529011.
Garcia H.A. Evidence for solar-cycle evolution of north-
south flare asymmetry during solar cycle 20 and 21. Solar
Phys. 1990. Vol. 127. P. 185. DOI: 10.1007/BF00158522.
Gburek S., Sylwester J., Kowalinski M., et al. SphinX:
The Solar Photometer in X-rays. Solar Phys. 2013. Vol. 283.
P. 631–649. DOI: 10.1007/s11207-012-0201-8.
Golub L., Krieger A.S., Silk J.K., et al. Solar X-ray bright
points. Astrophys. J. Lett. 1974. Vol. 189. P. L93. DOI: 10.1086/
181472.
Gryciuk M., Siarkowski M., Sylwester J., et al. Flare
Characteristics from X-ray Light Curves. Solar Phys. 2017.
Vol. 292, 77. DOI: 10.1007/s11207-017-1101-8.
Howard R. Studies of Solar Magnetic Fields. II: The
Magnetic Fluxes. Solar Phys. 1974. Vol. 38. P. 59–67.
DOI: 10.1007/BF00161823.
Joshi B., Pant P., Manoharan P.K. North-South distribution of
solar flares during cycle 23. J. Astrophys. Astron. 2006. Vol. 27.
P. 151–157. DOI: 10.1007/BF02702517.
Joshi N.C., Bankoti N.S., Pande S., et al. Statistical analy-
sis of soft X-ray solar flares during solar cycles 21, 22 and 23.
New Astron. 2010. Vol. 15. P. 538–546. DOI: 10.1016/j.newast.
2010.01.002.
Kirichenko A.S., Bogachev S.A. Plasma heating in solar
microflares: Statistics and analysis. Astrophys. J. 2017a. Vol. 840,
no. 1. P. 45–52. DOI: 10.3847/1538-4357/aa6c2b.
Kirichenko A.S., Bogachev S.A. The relation between
magnetic fields and X-ray emission for solar microflares and
active regions. Solar Phys. 2017b. Vol. 292. P. 120–134.
DOI: 10.1007/s11207-017-1146-8.