Секция «Солнечно-земная физика и гелиогеодинамика»

Материал из ISTP SB RAS.

[править] Тезисы докладов



ДИНАМИКА ТРУБОК МАГНИТНОГО ПОЛЯ В ПРОЦЕССЕ ФОРМИРОВАНИЯ БОЛЬШОГО СОЛНЕЧНОГО ПЯТНА

В.М. Григорьев, Л.В. Ермакова, А.И. Хлыстова

ИСЗФ СО РАН, Иркутск, Россия

lermak@iszf.irk.ru

По материалам SOHO/MDI исследуется формирование ведущего пятна в мощной активной области NOAA 10488, образовавшейся на расстоянии 28° к востоку от центрального меридиана Солнца. Анализировались магнитограммы продольного магнитного поля и данные о лучевых скоростях, полученные с временным разрешением 1 мин, начиная с момента появления в фотосфере вершины всплывающей петлеобразной трубки магнитного поля и заканчивая спустя 52 ч. Магнитное поле активной области появляется на поверхности Солнца (в фотосфере) в виде многочисленных отдельных волокон. Образование активной области в фотосфере началось с возникновения участка отрицательных лучевых скоростей, опередившего на несколько минут появление продольного магнитного поля. Это может говорить о проникновении в фотосферу горизонтального магнитного поля, которое не регистрируется наблюдениями. В процессе анализа наличие усиленных отрицательных лучевых скоростей на границе участков продольного магнитного поля противоположных полярностей интерпретировалось как проявление горизонтальных магнитных полей, соединяющих эти участки. Вывод. Всплывающие петли магнитного поля имели сложную, многоярусную структуру. Их видимая концентрация объясняется выходом на поверхность ведущего основания поднимающейся трубки. Выход нового магнитного потока продолжался в течение всего периода формирования пятна, при этом места выхода приближались к области формирующегося пятна. Параллельно с продолжением выхода магнитного потока с внутренней стороны активной области с внешней стороны ее происходят процессы, завершающие формирование пятна. Возникает развитая полутень, в которой начинается горизонтальное вытекание вещества (эффект Эвершеда). Одновременно с этим по всей западной полуокружности пятна происходит постепенное отделение внешних участков продольного магнитного поля радиально от пятна (образуется moat). Образование moat не может быть вызвано действием гранулярной конвекции и эвершедовских течений. Динамичность магнитного поля в полутени и ближайшей окрестности говорит в пользу моделей последовательно всплывающих трубок поля. Авторы благодарны группе SOHO/MDI за возможность доступа к базам данных по сети Интернет. Работа выполняется при поддержке гранта РФФИ 11-02-00333-а.


ПРИНЦИПИАЛЬНАЯ СХЕМА ГЛОБАЛЬНОЙ ЭЛЕКТРИЧЕСКОЙ ЦЕПИ СИСТЕМЫ МАГНИТОСФЕРА-ИОНОСФЕРА ЗЕМЛИ

У. Сухбаатар, А.Д. Базаржапов, В.В. Мишин, А.А. Шаповалова

Исследовательский центр астрономии и геофизики МАН, Улан-Батор, Монголия

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

sukhbaatar_u@yahoo.com

В серии статей авторов настоящего доклада был развита новая модель системы генераторов продольных электрических токов, которые текут вдоль геомагнитных силовых линий и соединяют магнитосферу и ионосферу Северного полушария Земли в периоды магнитных бурь. В настоящем сообщении эта модель расширена на оба полушария Земли. Показано, что известная асимметрия утро–вечер в пространственном распределении продольных токов объясняется асимметрией распределения магнитного поля и давления плазмы в северной и южной половинах плазменного слоя хвоста магнитосферы Земли.


THE MULTIFREQUENCY SIBERIAN RADIOHELIOGRAPH

S. Lesovoi, A. Altyntsev, E. Ivanov, A. Gubin

Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, Irkutsk, Russia

lesovoi@iszf.irk.ru

The prototype of multifrequency Siberian radioheliograph is described. The prototype consists of four subsys-tems: wide-band antennas with front-ends, analog back-ends, digital back-ends and correlator. The prototype wide-band antennas are mounted on the outermost stations of the Siberian Solar Radio Telescope (SSRT) T-shape array. A signal from each antenna is transmitted to a workroom by the analog fiber optic link. After mixing all signals are digitized and processed by the digital back-end receiver and transmitted to the correlator. The digital back-ends and the correlator are accessible by the local area network. This prototype is the first stage of the multifrequency Sibe-rian radioheliograph development. The prototype frequency range is from 4 up to ~8 GHz. We plan that the radioheliograph will consist of up to 100 antennas and will occupy stations of the West-East-South configuration of the SSRT. We also plan to reach the sensitivity about 100 K for the snapshot image, the spatial resolution up to 13 arcsec at frequency of ~8 GHz and polarization measurement accuracy about a few percents. Currently the fre-quency switching observing mode is used. The prototype data are both circular polarizations at a few frequencies given by a list. The first observations of solar microwave bursts by the prototype are presented and discussed. The prototype data are online at http://badary.iszf.irk.ru/ prototype_10.php. The first observations with new supporting instruments (broadband spectropolarimeters) are also described. Their data are online at http://badary.iszf.irk.ru/ spectrometer_4_8.php and http://badary.iszf.irk.ru/spectropolarimeter_2_8.php.


РЕЗУЛЬТАТЫ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ МАЛОРАЗМЕРНЫХ ОСКОЛКОВ КОСМИЧЕСКОГО МУСОРА, ВЫПОЛНЕННЫХ НА ТЕЛЕСКОПАХ САЯНСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ ИСЗФ СО РАН

Ю.С. Караваев, И.В. Коробцев, М.Н. Мишина, Т.Г. Цуккер, П.Г. Папушев

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

papushev@iszf.irk.ru

Основная цель доклада – обзор результатов и методов исследования популяции малоразмерных осколков (космического мусора) на высокоапогейных орбитах. Используются данные наблюдений, полученные на 1.7-метровом телескопе АЗТ-33 ИК и других телескопах двухметрового класса. Наблюдения осколков, выполненные в течение последнего десятилетия, показывают, что орбитальные параметры этих объектов нестабильны. Статистика обнаружения осколков показывает, что число «открываемых» объектов примерно равно числу «потерянных». В работе анализируются данные о распределении положений слабых осколков на небесной сфере и распределении их орбитальных параметров. Полученные неслучайные распределения дают возможность выявить механизм образования основной популяции осколков и ее связи с космическими объектами, подвергшимися разрушению. В дополнение к быстро меняющимся орбитальным параметрам необходимы более стабильные признаки для идентификации осколков. В качестве одного из таких признаков привлекаются оптические характеристики осколков. Вследствие низкой яркости осколков наиболее подходящим методом для получения оптических характеристик является многоцветная фотометрия осколков. Обсуждаются результаты многоцветной фотометрии, делаются выводы о физической природе осколков. В заключении обсуждаются перспективные стратегии наблюдений, обеспечивающие непрерывное сопровождение малоразмерных осколков. В частности, оценивается эффективность применения широко-угольных систем с высокой проницающей способностью для поддержания динамического каталога малоразмерных объектов.


МОДЕРНИЗАЦИЯ ОПТИЧЕСКИХ ТЕЛЕСКОПОВ В УЛАН-БАТОРСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ; УЧАСТИЕ В НАУЧНОЙ СЕТИ ОПТИЧЕСКИХ ИНСТРУМЕНТОВ ДЛЯ СТРОМЕТРИЧЕСКИХ И ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ (НСОИ АФН)

И.Е. Молотов, А.С. Позаненко, Н. Тунгалаг, Г. Даваахуу

Институт прикладной математики РАН, Москва, Россия

Институт космических исследований РАН, Троицк, Россия

Исследовательский центр астрономии и геофизики МАН, Улан-Батор, Монголия

im62@mail.ru, apozanen@iki.rssi.ru, namkhai_tungalag@yahoo.com

Предполагается включить монгольскую Улан-Баторскую обсерваторию в глобальную оптическую сеть наблюдений за космическими объектами НСОИ АФН (научная сеть оптических инструментов для астрометрических и фотометрических наблюдений, состоящая из 22 географически разнесенных обсерваторий), чтобы провести программу фундаментальных и прикладных исследований: исследования тел Солнечной системы, движущихся в окрестности Земли, объектов космического мусора и астероидов, астрофизических транзиентных объектов и космических гамма-всплесков. Планируется модернизировать существующие инструменты Улан-Баторской обсерватории (телескоп Meade 16" LX 200 (40 см)), а также построить новый наблюдательный пункт в местности Тавантолгой недалеко от Улан-Батора. Предполагается, что в Тавантолгое будут установлены три современных телескопа: ОРИ-25 (25 см) для обзорных наблюдений ярких объектов космического мусора, ОРИ-40 (40 см) для поисковых наблюдений слабых фрагментов, астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ) и астрофизических транзиентных объектов и RC500 (50 см) для фотометрических наблюдений АСЗ (для оценки параметров вращения, размеров и формы) и космических гамма-всплесков. Изготовление всех трех телескопов близится к завершению. Улан-Баторская обсерватория закроет разрыв между обсерваториями НСОИ АФН в Забайкалье (Благовещенск) и Средней Азии (Гиссар, Китаб, Майданак) и за счет своего уникального астроклимата позволит значительно увеличить периодичность проведения обзорных наблюдений и длительность сопровождения космических объектов. Исследования космического мусора будут направлены на пополнение информации о популяции объектов искусственного происхождения с целью построения современной глобальной модели его (космического мусора) образования и эволюции, верификации существующих частных моделей, а также оценки угрозы космического мусора космической деятельности в настоящем и будущем. Изучение астероидов, сближающихся с Землей (АСЗ), важно для решения фундаментальной задачи – разработки теории происхождения тел Солнечной системы, а также имеет прикладное значение – разработка мер противодействия астероидно-кометной опасности и обнаружение источников минеральных ресурсов в ближнем космосе. Выполнение проекта приведет к расширению мировой сети слежения за потенциально опасными для Земли астероидами.


КОМПЛЕКСЫ АКТИВНОСТИ И СТРУКТУРА КРУПНОМАСШТАБНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА В ЦИКЛЕ 24

А.В. Мордвинов, С.А. Язев, Ч. Лхагважав, Д. Батмунх

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Астрономическая обсерватория ИГУ, Иркутск, Россия

Исследовательский центр астрономии и геофизики МАН, Улан-Батор, Монголия

В работе приведены результаты мониторинга комплексов активности (КА) на Солнце в течение 24-го цикла, ведущегося в рамках совместного проекта в ИСЗФ СО РАН, АО ИГУ и ИЦАГ МАН. С начала 24-го цикла солнечной активности по начало сентября 2011 г. с помощью метода площадок длительной активно-сти (ПДА) на Солнце выделены шестнадцать ядер КА, в том числе двенадцать в северном и четыре в южном полушариях. Первый КА в северном полушарии появился через тринадцать оборотов после минимума цик-лов 23/24, в южном – через 21 оборот. Соответствующие задержки по сравнению с точками минимума со-ставили 9 и 9 оборотов в цикле 22, 16 и 23 оборота в цикле 23. Таким образом, ярко выраженная асимметрия активности КА между северным и южным полушарием, отмеченная в 23-м цикле и проявившаяся (в частности) в несинхронности поведения активности в разных полушариях, наблюдается и в текущем цикле. Приведены характеристики первых ядер КА 24-го цикла. Показано, что количество и мощность КА в 24-м цикле нарастают медленнее, чем в 23-м цикле, в то время как по мощным вспышкам активность КА в 24-м цикле превышает показатели 23-го цикла. Выполнен анализ магнитограмм Солнца, сделана оценка радиальной и тороидальной компонент его крупномасштабного магнитного поля. Эволюция тороидального магнитного поля Солнца сопоставлена с появлением комплексов активности в цикле 24. Результаты выполненного анализа показывают, что продол-жительный предшествующий минимум активности, замедленное возрастание пятнообразовательной дея-тельности Солнца в текущем цикле связаны с его аномально слабым крупномасштабным магнитным полем.


ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЭЛЕКТРОННОЙ КОНЦЕНТРАЦИИ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ ПОЛНОГО СОЛНЕЧНОГО ЗАТМЕНИЯ 2008 ГОДА

Ч. Лхагважав, Д. Батмунх, Б. Нямсурэн, Б. Тувшинжаргал, А.В. Мордвинов, С.А. Язев

Исследовательский центр астрономии и геофизики МАН, Улан-Батор, Монголия

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Астрономическая обсерватория ИГУ, Иркутск, Россия

Выполнен анализ наблюдений полного солнечного затмения (ПСЗ) 1 августа 2008 г., полученных во время экспедиции, организованной Исследовательским центром астрономии и геофизики МАН, Институтом солнечно-земной физики СО РАН и Астрономической обсерваторией ИГУ. В пункте наблюдений Увдогийн узуур Алтайского сомона Ховд аймака Монголии (j=45°43′16 N, l=92°06′47 E, h=1215 м) были получены оригинальные фотоснимки короны в белом свете с разной экспозицией. На основе полученных данных оценено радиальное распределение электронной плотности в короне Солнца. Интенсивность излучения определена в восьми выбранных направлениях лучевой структуры короны, проведено сравнение этих измерений с баумбаховским распределением. В среднем полученное нами распределение электронной концентрации во внутренней короне с удалением от Солнца хорошо описывается формулой ne(r)=2•105r–2•e(7/5/r) см–3. Данные наших наблюдений показывают, что пространственное распределение яркости короны Солнца в зеленой области спектра является неравномерным. Полученные результаты подтвердили, что в глубоком минимуме солнечной активности наблюдается экваториально расширенная корона в интегральном свете. Точно такая же закономерность наблюдалась для зеленой короны. Проведены измерения интенсивности в направлении стримеров в интервале 1R¤¸3R¤ от центра диска Солнца. Ослабление интенсивности при удалении от центра Солнца происходят очень медленно. Интенсивность короны на 1.1R¤ в зеленой области спектра в два раза больше, чем на 2R¤, но в интегральном свете это отношение составляет примерно 10.


ИССЛЕДОВАНИЕ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ НОВОГО СОЛНЕЧНОГО ЦИКЛА С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ ДАННЫХ КОСМИЧЕСКОГО АППАРАТА «PROBA-2»

В.Г. Файнштейн, Я.И. Егоров

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

diegon@ya.ru

Показано, что новые инструменты SWAP/PROBA2 и LYRA/PROBA2 могут эффективно использоваться для изучения начальной стадии движения лимбовых эруптивных структур, таких как корональный выброс массы (КВМ) и эруптивный протуберанец (ЭП). Совместное использование этих инструментов и коронографов LASCO/SOHO позволило исследовать основное ускорение шести лимбовых КВМ и связанных с некоторыми из них ЭП, зарегистрированных с октября 2010 по март 2011 г. Исследованы изменения со временем положения, скорости, ускорения фронта, а также геометрии анализировавшихся КВМ. Кроме того, определены в зависимости от времени следующие характеристики КВМ: угловой размер, направление движения, отношение поперечного размера КВМ к продольному. Изменения со временем скорости КВМ V(t) сравнивается с временным ходом интенсивности мягкого рентгеновского излучения IX(t) из области связанной с КВМ вспышки по данным LYRA. Установлено, что для пяти из шести рассмотренных событий основное ускорение КВМ начинается на несколько минут позже начала tF связанной с КВМ рентгеновской вспышки. В одном случае начало ускорения КВМ опережало начало рент-геновской вспышки или совпадало с ним. Показано, что ускорение aM = Vmax / tacc, измеренная длительность основного ускорения tacc, длительность нарастания интенсивности мягкого рентгеновского излучения из области связанной с КВМ вспышки tFL–PR, а также ускорение, определяемое из соотношения Vmax / tFL–PR (здесь Vmax – максимальная скорость КВМ), связаны соотношениями близкими соотношениям, полученным в работе [Zhang, Dere, 2006]. Подтвердилась также обратная пропорциональная связь между aM и tacc(tFL–PR), обнаруженная в цитируемой работе. Для одного события удалось сопоставить зависимость от времени основного ускорения КВМ a(t) с изменением во времени интенсивности жесткого рентгеновского излучения IHX(t) в диапазоне энергий 25–50 кэВ по данным RHESSI. Показано, что длительность основного ускорения КВМ сравнима с длительностью IHX(t), а максимум ускорения достигается на несколько минут раньше, чем максимум IHX(t). Установлено, что угловой размер пяти из шести рассмотренных КВМ растет со временем и для некоторых выбросов меняется в четыре-пять раз в течение времени основного ускорения. Сделан вывод, что движение трех КВМ в поле зрения SWAP на начальном этапе не является автомодельным, а в двух случаях движение КВМ близко автомодельному, но малое время их наблюдения не позволяет сделать окончательные выводы. Обсуждается применимость стандартной модели вспышки и формирования КВМ, основанной на магнитном пересоединении, для объяснения физического механизма генерации рассмотренных выбросов.


ПРОЯВЛЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАЗМОСФЕРНЫХ ПЛЮМАЖЕЙ ПО ДАННЫМ LANL MPA

О.В. Магер, Н.А. Золотухина

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

o.mager@iszf.irk.ru

Используя данные спутников серии LANL, мы идентифицировали плазменную структуру, соответ-ствующую плазмосферному плюмажу, выявленному ранее Yizengaw и др. по снимкам в крайнем ультрафиолете со спутника IMAGE. Отличительной особенностью этой структуры на геостационарной орбите является высокая плотность (Ni=36.818.4 см–3) ионов низких энергий, движущихся от Земли и на запад со средними скоростями 5 и 14 км/с соответственно. Область высокой плотности плазмы наблюдалась спутником LANL 1994–084 23 февраля 2001 г. с 15:40 до 17:15 MLT. Ей предшествовали аналогичные структуры, наблюдавшиеся спутником вблизи указанного сектора MLT с 19 по 23 февраля 2001 г. Исходя из предположения, что спутник зарегистрировал электрический дрейф частиц, мы оценили необходимую для наблюдавшихся скоростей напряженность поля конвекции и получили, что она в три–восемь раз выше вычисленной по данным спутника АСЕ. Наше исследование эволюции структур высокой плотности подтверждает существующее мнение, что плазмосферные плюмажи образуются в результате электрического дрейфа частиц внешней плазмосферы под действием неоднородного поля магнитосферной конвекции. Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 11-05-00908.


ВКЛАД СУТОЧНОЙ И ПОЛУСУТОЧНОЙ ВАРИАЦИЙ В СЕЗОННЫЕ И СУТОЧНЫЕ ИЗМЕНЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ F2-СЛОЯ НАД ИРКУТСКОМ

Н.А. Золотухина, Н.М. Полех, А.С. Полякова

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

zolot@iszf.irk.ru

Выполнен спектральный анализ вариаций критической частоты (f0F2) и высоты (hmF2) F2-слоя над Иркутском на спаде (2003, 2004 гг.) и в минимуме (2007, 2008 гг.) солнечной активности. Спектры вычислены по месячным рядам, сформированным из пятнадцатиминутных измерений цифрового дигизонда. Показано, что во всех спектрах f0F2 и hmF2 присутствуют семь устойчивых пиков с периодами, равными в пределах спектрального разрешения периодам первой–седьмой гармоник суточной вариации. Исследованы сезонные изменения амплитуды этих пиков и фазы первой и второй (суточной и полусуточной) гармоник. Показано, что максимум первой гармоники f0F2 смещается с 12–13 LT в зимние месяцы на 16–17 LT в летние месяцы, а два максимума второй гармоники – с 12–13 и 00–01 LT зимой на 08–09 и 20–21 LT летом. Суперпозиция указанных смещений в сочетании с сезонными изменениями амплитуды первой и второй гармоник проявляется в вариациях f0F2 как суточная и сезонная (зимняя) аномалии. Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 11-05-00908.


СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ КАК ИНДИКАТОР ИЗМЕНЕНИЙ ПРИРОДНЫХ ПРОЦЕССОВ

А.В. Чипизубов

Институт земной коры СО РАН, Иркутск, Россия

chipizub@crust.irk.ru

Рассматривается связь между развитием таких геономических процессов, как скорость вращения Земли (v), сейсмичность (E) и изменчивость климата (t), и внешним по отношению к Земле источником или, скорее всего, индикатором изменчивости – солнечной деятельностью, характеризующейся наиболее продол-жительным (>900 лет) временным рядом (W). Анализ временных рядов проводился по сглаженным 11-летним скользящим средним. Автокорреляционным анализом ряда W до и после XVII в. выявлено значительное различие синусоид автокорреляционных кривых по продолжительности квазипериодов и их фазам, что подтверждает ранее сделанное предположение о переходе минимумов в максимумы, а также наоборот, в реконструированных данных. Взаимокорреляционный анализ показал, что тесная и очень тесная связь (R2≥0.5) наблюдается при запаздывании: v на 91 год (R=0.76), 367 лет (R=–0.89), 492 года (R=0.76), 746 лет (R=0.74); Е на 4 года (R=–0.74), 69 лет (R=0.81), 204 (R=–0.76) и 244 года (R=–0.77), 298 (R=0.86), 437 (R=–0.78), 506 лет (R=0.94), 533 года (R=0.88), 606 лет (R=–0.74), 662 года (R=0.86) и 787 лет (R=0.71); t на 212 (R=0.91), 305 (R=–0.77), 446 (R=0.73) и 670 лет (R=–0.77). Поскольку яркая 11-летняя цикличность активности Солнца не находит адекватного отражения ни в одном из других рассматриваемых процессов, а наиболее тесная связь их с солнечной деятельностью проявляется через десятки–сотни лет даже по данным наблюдений, то эту деятельность можно рассмат-ривать только в качестве индикатора изменчивости земных процессов, а не их источника. Однозначных и окончательных выводов относительно инерционности геономических процессов относительно солнечной деятельности пока нет. Можно говорить только о наиболее реальных величинах. Если реконструированные значения W находятся в противофазе с наблюдаемыми, то v может запаздывать на 367 лет при прямой связи, E отставать на 660–662 года (обратная связь), а t следовать через 670–675 лет при прямой связи или через 15 лет после E с обратной связью (R=–0.80). При соответствии значений W, полученных с помощью наблюдений, реконструированным инерционность будет такой же, но поменяется знак связи (прямая на обратную и наоборот). Это удовлетворяет как фактическим данным, так и теоретическим представлениям о последовательности изменений (W–v–E–t). Разновременность проявления процессов даст большие перспективы для прогноза их изменений, причем значительное запаздывание напрямую будет связано с заблаговременностью прогноза.


ПРИРОДНЫЕ АСПЕКТЫ ГЛОБАЛЬНЫХ МИНИМУМОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

К.Г. Леви, С.А. Язев, Н.В. Задонина, В.И. Воронин, М.М. Наурзбаев, Р.М. Хантемиров

Институт земной коры СО РАН, Иркутск, Россия

levi@crust.irk.ru

Иркутский государственный технический университет, Иркутск, Россия

Астрономическая обсерватория ИГУ, Иркутск, Россия

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Сибирский институт физиологии и биологии растений, Иркутск, Россия

Институт леса им. В.Н. Сукачева СО РАН, Красноярск, Россия

Институт экологии растений и животных УрО РАН, Екатеринбург

В докладе будет рассмотрена структура базы данных, характеризующей временные вариации комплекса природных процессов и явлений в интервале времени 1750–2010 гг. Предполагается акцентировать внимание на некоторых закономерностях аномального поведения природных процессов на фоне вариаций солнечной активности. Авторы полагают, что древесно-кольцевые хронологии совместно с историческими упоминаниями об аномалиях в атмосфере, гидросфере и в недрах планеты позволят заглянуть в прошлое вариаций солнечной активности на несколько тысяч лет назад.


МЕТЕОРОЛОГИЧЕСКОЕ СОСТОЯНИЕ МЕСТНОСТИ ТАВАНТОЛГОЙ ВБЛИЗИ УЛАН-БАТОРА

А.С. Позаненко, И.Е. Молотов, Г. Даваахуу, Н. Тунгалаг, Т. Баярбат

Институт космических исследований РАН, Москва, Россия

Институт прикладной математики РАН, Троицк, Россия

Исследовательский центр астрономии и геофизики МАН, Улан-Батор, Монголия

apozanen@iki.rssi.ru, im62@mail.ru, g_davaakhuu@yahoo.com, namkhai_tungalag@yahoo.com

Из-за существенного ухудшения фона ночного неба, влияющего на астрономические наблюдения в об-серватории «Хурелтогоот», Исследовательский центр астрономии и геофизики АН Монголии планирует построить новую наблюдательную станцию. Для этой цели была выбрана точка в местности Тавантолгой недалеко от Улан-Батора. В связи с этим появилась необходимость оценить астроклимат и общее метеоро-логическое состояние данной местности. Тавантолгой находится на расстоянии 55 км от Улан-Батора (47°53′ N, 106°20′ Е), на высоте 1704 м над уровнем моря. На основании данных, полученных в 2006–2011 гг. на метеостанции, установленной в точке предполагаемой станции, мы анализируем состояния некоторых характеристик (температура, влажность, атмосферное давление, скорость ветра). Получены оценки общего режима погоды, характерного для данной местности. Атмосферная температура местности в среднем на четыре-пять градусов ниже средней температуры Улан-Батора. Минимальное давление атмосферы равно 840 мбар. Средняя скорость приземного ветра составляет 6–8 м/с, преобладающее направление ветра в осенне-зимний период – с запада и северо-запада, в весеннее и летнее время – с юга и с юго-востока. В ноябре 2011 г. был установлен датчик облачности и начат систематический мониторинг параметров облачности (мы также представляем первые результаты работы датчика), а в сентябре 2011 г. начаты работы по оценке поглощения в атмосфере в ультрафиолетовом диапазоне.


СТАТИСТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ВОЗМОЖНОСТИ ИНДИКАЦИИ СУББУРЕВЫХ ПОТОКОВ ЭЛЕКТРОНОВ ПО СРЕДНЕШИРОТНЫМ ГЕОМАГНИТНЫМ ПУЛЬСАЦИЯМ ТИПА Pi1B

И.П. Харченко, В.И. Дегтярев, Б. Цэгмэд, С.Э. Чудненко

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Исследовательский центр астрономии и геофизики МАН, Улан-Батор, Монголия

degt@iszf.irc.ru

Известно, что повышенные потоки релятивистских электронов во внешнем радиационном поясе, оказывающие нежелательное воздействие на аппаратуру высокоорбитальных спутников, возникают за счет ускорения суббуревых потоков электронов, имеющих энергию от десятков до сотен килоэлектронвольт («зародышевые» электроны). В предыдущих работах авторов предложено использовать среднеширотные геомагнитные пульсации типов Pi1B и Pi1CВ качестве индикаторов зародышевых электронов при определении уровня потоков релятивистских электронов на геостационарной орбите. В данном исследовании проведен статистический анализ возможности регистрации пульсаций Pi1 в Саянской солнечной обсерватории (ССО) (51.37 N; 100.55 E, геомагнитная долгота ~177º) в зависимости от определенных по данным спутника IMAGE времени и местоположения начала суббурь (substorm onset). Показано, что возможность использования среднеширотных пульсаций Pi1B для индикации появления популяции зародышевых электронов в магнитосфере зависит от нескольких факторов. Вероятность регистрации Pi1 на средних широтах в периоды начала суббурь возрастает при росте геомагнитной возмущенности, при смещении локализации суббуревых инжекций на более низкие геомагнитные широты и при возрастании интенсивности потока инжектируемых электронов. При этих условиях индикация инжекций зародышевых электронов по данным ССО максимальна при локализации начал суббурь в интервале географических долгот 60–135 Е, близких долготе ССО.


О ВОЗМОЖНОЙ СВЯЗИ СРЕДНЕШИРОТНЫХ УНЧ-ЭМИССИЙ С МАГНИТОСФЕРНЫМИ ВАРИАЦИЯМИ ЭЛЕКТРИЧЕСКОГО ПОЛЯ И ПОТОКОВ ПЛАЗМЫ: СОБЫТИЕ 23 АПРЕЛЯ 2002 г.

Б. Цэгмэд, И.П. Харченко

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Исследовательский центр астрономии и геофизики МАН, Улан-Батор, Монголия

tseg@iszf.irk.ru

В работе исследованы кратковременные УНЧ-эмиссии, зарегистрированные в дневном секторе после прибытия на магнитопаузу фронта ударной волны. Проведено сравнение спектрального состава эмиссий, зарегистрированных на спутнике «Polar» и в среднеширотной обсерватории Монды. Для временных интервалов, охватывающих интервалы регистрации УНЧ-эмиссий, проведен анализ геомагнитной возмущенности по вариациям индексов SYM-H и AE; вариаций парциальной плотности потоков электронов и ионов на геосинхронной орбите и возникающей во время ударного сжатия магнитосферы температурной анизотропии по данным спутника LANL-97А; вариаций продольного электрического поля, оцененных по данным измерения электрических полей на спутнике «Polar». Во время возбуждения УНЧ-эмиссий в дневной магнитосфере резко усиливается средняя энергия электронов. Получено, что временной ход вариаций УНЧ-эмиссий на земной поверхности хорошо согласуется с динамикой температурной анизотропии и парциальной плотности потоков заряженных частиц. Возможно, что генерация кратко-временных УНЧ-эмиссий вызвана продольными электрическими полями, связанными с температурной анизотропией.


ИЗМЕНЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ ВРАЩЕНИЯ ЗЕМЛИ

Д. Баатархуу, Д. Лхагвасурэн, Т. Баярбат

Исследовательский центр астрономии и геофизики МАН, Улан-Батор, Монголия

baagii42@yahoo.com, lkhagvasuren@rcag.ac.mn, mustagbal1122@yahoo.com

В работе рассматривается изменение скорости вращения Земли и координат полюсов Земли с 1700 по 2000 г. и с 2000 по 2010 г. В исследовании использованы данные Международной службы вращения Земли, Российской государст-венной службы времени, частоты и определения параметров вращения Земли, а также данные станции GPS в Улан-Баторе. Рассматривается зависимость этих изменений от геофизических процессов, т.е. от активности Солнца, а также от сильного землетрясения. Получены некоторые корреляции этих процессов.


EXCITATION OF LONG-PERIOD GEOMAGNETIC PULSATIONS (5–10 min) RESULTING FROM IONOSPHERIC IONIZATION PRODUCED BY HARD RADIATION FROM SOLAR FLARES

V.A. Parkhomov, P.M. Klimov, A.V. Dmitriev, A.V. Moldavanov

Baikal State University of Economics and Law, Irkutsk, Russia

Skobeltsyn Scientific Research Institute of Nuclear Physics, Moscow State University, Moscow, Russia

Institute of Space Sciences, National Central University, Jhongli City, Taiwan

Transeo Corporation, Vancouver, Canada

parhomov@irk.ru, pekines_41@mail.ru

We present a detail study of geomagnetic response to hard electromagnetic radiation emitted by X17 solar flare on 7 September 2005. Based on extensive experimental data, we regard characteristics of excitation and spatial distribution of long-period P3sfe geomagnetic pulsations and analyze their periods (up to 15 min), amplitude and polarization. Spatial inhomogeneities and features of the observed periods are studied using spectral and wavelet techniques. It was shown that during strong solar flares, accompanied by intense fluxes of X-rays and gamma-rays, geomagnetic pulsations are generated globally, including night hemisphere and high latitudes. Cause-and-effect relations of the observed phenomena are discussed.


ИССЛЕДОВАНИЕ ДИНАМИКИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ПО ДАННЫМ SOHO/MDI В ОБЛАСТИ ВСПЫШЕК, СВЯЗАННЫХ С КОРОНАЛЬНЫМИ ВЫБРОСАМИ МАССЫ ТИПА ГАЛО

В.Г. Файнштейн, Т.Е. Попова, Л.К. Кашапова

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Иркутский государственный университет, Иркутск, Россия

vfain@iszf.irk.ru

С использованием калиброванных данных SOHO/MDI изучены вариации магнитного поля в области солнечных вспышек, связанных с корональными выбросами массы типа гало (ГКВМ), зарегистрированных в период 1997–2007 гг. Для анализа были отобраны 20 самых быстрых (скорость V>1500 км/с), 16 с промежуточной скоростью (1000<V<1500 км/с) и 20 медленных (V<650 км/с) ГКВМ с центрами связанных вспышек в пределах 15° к востоку и 45° к западу от центрального меридиана. Исследовалось изменение со временем усредненных по «квадрату» с размерами 3.14×3.14° (гелиографические координаты) и с центром в центре вспышки значений измеряемой компоненты магнитного поля по лучу зрения Bl (<Bl>) и модуля Bl (<|Bl|>). По данным с интервалом времени между магнитограммами 96 мин изучалось изменение этих параметров в период 32–48 ч до начала вспышки и 36 ч после начала вспышки. С использованием метода наложенных эпох показано, что в среднем для всех групп рассмотренных событий <Bl> и <|Bl|> немонотонно растут до начала вспышки и уменьшаются после вспышки (за исключением <Bl> для событий с медленными ГКВМ). Установлено, что необходимым условием возникновения солнечной вспышки, связанной с ГКВМ, является превышение в области вспышки величинами <Bl> и <|Bl|> граничных значений, зависящих от скорости ГКВМ. В тех случаях, когда <Bl> и <|Bl|> в области вспышки меньше граничных значений, эти параметры растут до начала вспышки, в противном случае они до начала вспышки могут не меняться или уменьшаться со временем. Эти граничные значения зависят от размеров квадрата, в котором усредняются параметры поля. Из группы рассмотренных событий с ГКВМ со скоростью V>1500 км/с были отобраны девять событий, для которых имелись данные SOHO/MDI с интервалом времени между магнитограммами 1 мин. Для этих событий обнаружено, что начало мощных вспышек, связанных c самыми быстрыми ГКВМ, сопровождается быстрыми (с масштабом от нескольких минут) импульсными или ступенчатыми изменениями <Bl> и <|Bl|> в области вспышки и в ее ближайшей окрестности. Временной ход <Bl> и <|Bl|> в одном и том же месте может иметь один и тот же вид или различаться. В деталях временной ход <Bl> может различаться для поля с |Bl|>100 и 500 Гс. Усредненный ход модуля поля со временем после начала вспышки в области вспышки и в ее ближайшей окрестности подтверждает представление о том, что энергия вспышки черпается из энергии магнитного поля. Показано, что часть активной области с наиболее сильными изменениями <Bl> и <|Bl|> сконцентрирована в окрестности центра вспышки размером примерно 4.5°. Установлено, что существует положительная корреляция между скоростью ГКВМ в поле зрения коронографов LASCO C2 и C3 и значением <Bl> в области вспышки в момент ее начала.


ИССЛЕДОВАНИЕ НАЧАЛЬНОЙ СТАДИИ ДВИЖЕНИЯ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ ТИПА ГАЛО ПО ДАННЫМ GOES/SXI

В.Г. Файнштейн, Ю.С. Загайнова

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

vfain@iszf.irk.ru

По данным GOES/SXI исследована начальная стадия движения шести быстрых корональных выбросов массы типа гало (ГКВМ), связанных с вспышками рентгеновского класса X, и прослежено движение этих ГКВМ в поле зрения SOHO/LASCO С2 и С3. Показано, что основное ускорение пяти из шести рассмотренных ГКВМ начинается до начала связанной с ГКВМ вспышки; одного ГКВМ – в пределах 0–30 с после начала вспышки. Все изученные ГКВМ либо с самого начала их регистрации, либо спустя несколько минут после начала поступательного движения представляют собой петлеобразные структуры. Обнаружено, что движение ГКВМ, наблюдавшегося 29.10.03 г., начинается (по данным разных инструментов) в виде поступательного движения аркады петель или (по данным SXI) трех петлеобразных структур, а затем эта аркада (петли) преобразуется в одну петлеобразную структуру с широким фронтом и большими угловыми размерами. Установлено, что характер изменения скорости V(t) и ускорения а(t) для ГКВМ, возникающих в одной АО, оказывается подобным. Показано, что время основного ускорения ГКВМ близко времени нарастания интенсивности мягкого рентгеновского излучения из связанной с ГКВМ вспышки. Подтвержден вывод работы [Zhang, Dere, 2006] о существовании обратной корреляции между амплитудой ускорения ГКВМ и длительностью ускорения, но для существенно больших значений максимальной скорости и ускорения, чем в цитируемой работе. Установлено, что на начальном этапе траектории ГКВМ являются криволинейными и отклоняются от экватора; причем ГКВМ, возникшие в северном полушарии Солнца, отклоняются к северном полюсу, ГКВМ, возникшие в южном полушарии, – к южному. Исследовано изменение углового размера ГКВМ со временем. Для случая, когда вершина угла, определяющего размер выброса, помещается в центр солнечного диска, показано, что угловой размер всех рассмотренных ГКВМ в несколько раз увеличивается со временем до выхода в поле зрения LASCO C2 и C3, а затем изменяется слабо. Показано, что в четырех из шести рассмотренных событий в первые минуты движения ГКВМ расширяются быстрее в поперечном направлении, а затем отношение продольного размера к поперечному изменяется незначительно, что также указывает на установление автомодельного режима расширения.


ОСОБЕННОСТИ РЕЖИМА КОЛЕБАНИЙ В ХРОМОСФЕРНОЙ СЕТКЕ НА РАЗНЫХ УРОВНЯХ ХРОМОСФЕРЫ

И.П. Турова

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

turova@iszf.irk.ru

Исследовались колебания в спокойной солнечной хромосфере под корональной дырой на нескольких высотных уровнях. Анализировались свойства колебаний на различных участках хромосферной сетки и слабого флоккула. Была использована временная серия спектрограмм в трех линиях ионизированного кальция – линиях K и H резонансного дублета Ca II и линии 849.8 нм из инфракрасного триплета Ca II. Серия получена при наблюдениях на горизонтальном солнечном телескопе Саянской обсерватории. Целью работы являлось сравнение распределений спектральной мощности в различных интервалах частот и их вариаций для выбранных участков пространства на разных высотных уровнях хромосферы. Особое внимание уделялось участку слабого флоккула из-за заметной разницы в распределении центральной интенсивности в линиях K и H – с одной стороны, и в линии 849.8 нм – с другой. Использовался спектральный анализ Фурье. В качестве параметров колебаний были выбраны центральные интенсивности наблюдавшихся спектральных линий, К-индекс и эквивалентная ширина (последняя для линии 849.8 нм). Исследования показали, что основная мощность колебаний интенсивности на обоих уровнях атмосферы сосредоточена на частотах меньше 9 мГц. В распределении мощности колебаний интенсивности на разных уровнях хромосферы имеются различия, хорошо просматривающиеся на участке флоккула. В центральной части флоккула обнаружены мощные пятиминутные колебания, частота основного пика которых уменьшается с высотой, а амплитуда увеличивается. Полученный результат подтверждает недавно отмеченные в литературе предположения о том, что концентрации вертикального магнитного поля могут служить каналом для прохождения низкочастотных колебаний из фотосферы в хромосферу в факельных областях. Оказалось, что в среднем для всего наблюдаемого пространственного участка мощность колебаний интенсивности в рассматриваемых частотных диапазонах уменьшается с высотой. Это может быть связано с потерей части волновой энергии при отражении, диссипации и преобразовании волновых мод в слое магнитного «балдахина». В поле зрения телескопа выделен участок с небольшой яркостью, но мощными колебаниями на частоте около 3.3 мГц, охватывающими значительный интервал высот, возможно, относящийся к «магнитным вспыхивателям».


СИСТЕМАТИЧЕСКОЕ ПРЕВЫШЕНИЕ ШИРИНЫ КРАСНОЙ КОРОНАЛЬНОЙ ЛИНИИ В СРАВНЕНИИ С ЗЕЛЕНОЙ

Н.Ф. Тягун

Институт солнечно-земной физики РАН, Иркутск, Россия

tyagun@mail.ru

С помощью ширины корональных линий можно осуществлять температурную диагностику солнечной короны. Определение температуры из наблюдаемой ширины эмиссионных линий осложняется присут-ствием нетепловой составляющей, относительно природы которой нет однозначного мнения. Интерес вызывает факт, впервые обнаруженный по наблюдениям на большом внезатменном коро-нографе Саянской обсерватории и впоследствии подтвержденный наблюдениями как из космоса, так и наземными, состоящий в том, что изменения ширины и интенсивности красной FeX 6374 и зеленой FeXIV 5303 линий выглядят прямо противоположным образом. Красная линия показывает обратную зависимость, зеленая – прямую. Это наблюдается в направлении вдоль лимба и с изменением высоты в короне. По нашему мнению, высказанному ранее, решающим здесь является так называемый эффект луча зрения в прозрачной плазме короны, имеющей различную структурированность разнотемпературной плазмы, обусловленную образом магнитного поля. Волновые механизмы, обсуждаемые в литературе, давали бы одинаковый образ расширения обеих линий с высотой в короне. В настоящей работе обсуждается еще один факт, неожиданный и свидетельствующий в пользу предложенного нами подхода. Ширина более высокотемпературной зеленой линии, наблюдаемая на лимбе, в подавляющем большинстве случаев меньше соответствующих величин красной линии, наблюдаемой одновременно в этом же месте. Это показывают наши собственные наблюдения, а также наблюдения других исследователей. С учетом того, что корона является оптически тонкой атмосферой, подтверждается вывод: регистрируемое в спектрах расширение наблюдаемых линий в большей степени определяется именно образом структурированности по лучу зрения. Волновые механизмы не исключаются, но вклад их, по-видимому, существенно меньше.


ЭЛЕКТРОМАГНИТНЫЕ ЭФФЕКТЫ ПРИ НАРУШЕНИИ КОГЕРЕНТНОСТИ МЕЖДУ СРЕДНЕГОДОВЫМИ ВАРИАЦИЯМИ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ И СКОРОСТИ СУТОЧНОГО ВРАЩЕНИЯ ЗЕМЛИ

В.Ф. Петрухин, А.Д. Базаржапов, П.Г. Ковадло, Г.Я. Смольков

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

pvf@iszf.irk.ru

Показано, что между вариациями среднегодовых значений чисел Вольфа, геомагнитной активности и электромагнитной индукции, возникающей вследствие изменения скорости суточного вращения Земли, проявляется интервал когерентности, среднее значение которого составляет 17 лет. Это значение определяется поведением двух гармонических колебаний с периодами в 11 лет и 33 года, которые по реальным гелиогеофизическим данным соответствуют среднему значению циклических вариаций солнечной активности и скорости суточного вращения Земли, равному времени ее увеличения и (или) уменьшения, связанных с положением планет в солнечной системе. Взаимодействие электромагнитных колебаний, обусловленное токами, имеющими различную физическую природу, но связанными с магнитным полем Земли, может приводить к «аномальным» эффектам. Один из таких эффектов проявился в сильном нарушении связи между вариациями ионосферно-магнитосферных токов и между солнечной и геомагнитной активностью в период с 1968 по 1985 г. В динамо-области ионосферы он проявился в резком (около 20 км) и длительном (около 17 лет) снижении среднегодовых значений действующих высот образования двойных спорадических слоев типа c и l. Магнитосферный кольцевой ток (Dst-индексы) связан как с солнечной активностью, так и скоростью вращения Земли. В период уменьшения уровня солнечной активности и тогда, когда солнечная активность низкая, вариации амплитуд 11-летних гармоник Dst-индексов опережают на один-два года вариации амплитуд 11-летних гармоник скорости вращения Земли. В период увеличения солнечной активности и тогда, когда солнечная активность высокая, вариации амплитуд 11-летних гармоник Dst-индексов и скорости вращения Земли противоположные. При повышенной солнечной активности и с ее ростом амплитуды 11-летних вариаций скорости вращения Земли уве-личиваются.


ИССЛЕДОВАНИЕ УДАРНОЙ ЛИНЕЙНОЙ ПОЛЯРИЗАЦИИ ЛИНИИ Нα В ПРОТОННОЙ ВСПЫШКЕ 23 ИЮЛЯ 2002 г.

Н.М. Фирстова, В.И. Поляков

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

first@iszf.irk.ru, polyak@iszf.irk.ru

Существование ударной линейной поляризации водородных линий во вспышках может свидетельство-вать о возбуждении атомов водорода пучками ускоренных частиц (протонов, электронов и ионов), бомбар-дирующих хромосферу во время вспышки. Таким образом, обнаружение и исследование ударной поляризации является хорошим диагностическим инструментом при определении роли ускоренных частиц в нагреве хромосферы во время вспышки. Уже имеется свидетельство существования ударной линейной поляризации во вспышках. Вместе с тем среди немногочисленных попыток обнаружения ударной поляризации во вспышках к настоящему времени имеется паритет вспышек с ударной поляризацией и вспышек, где поляризация не была обнаружена. Цель работы состоит в исследовании ударной линейной поляризации во вспышке 23 июля 2002 г. Спектрополяриметрические наблюдения солнечных вспышек проводились на Большом солнечном вакуумном телескопе с помощью ПЗС-камеры «Princeton Instrument» 512×512. Обработка спектрограмм, состоящая в проведении разрезов вдоль и поперек дисперсии, осуществлялась с помощью программы IDL. Только в 78 из 664 разрезов вдоль дисперсии в самом начале вспышки наблюдаются кратковременные (десятки секунд) мелкомасштабные (2–4") случаи ненулевых значений параметров Стокса Q/I и U/I (2–6 %). Линейная поляризация радиальна и проявляется она обычно в узлах с самопоглощением в центре линии Нα. На первых двух спектрограммах, полученных через четыре минуты после начала рентгеновской вспышки, поляризация имеет как радиальное, так и тангенциальное направление с максимальным значением Р13–14 %. Мы предполагаем, что наблюдавшаяся ударная линейная поляризация обусловлена воздействием на атомы водорода электронов обратного тока, который, в свою очередь, вызван бомбардировкой хромосферы пучками электронов во время вспышки.


МОНИТОРИНГ ГЕОМАГНИТНОГО ПОЛЯ В ЗОНЕ БАЙКАЛО-ХУБСУГУЛЬСКОГО РАЗЛОМА

Р.А. Рахматулин, С.Ю. Хомутов, Ю.В. Липко, А.Ю. Пашинин

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Алтае-Саянский филиал Географической службы СО РАН, Новосибирск, Россия

rav@iszf.irk.ru

В работе представлены результаты высокоточной компонентной магнитной съемки в зоне Байкало-Хубсугульского разлома, включая измерения на льду оз. Байкал между островами Ольхон и Большой Ушка-ний в марте 2009 г. (общая протяженность более 150 км) и наземные измерения вдоль Тункинской долины (протяженность более 170 км) и на о. Ольхон (протяженность около 90 км) в июле 2010 г. Использовался высокоточные DI-магнитометр 3Т2КП для определения магнитного склонения и наклонения и протонные магнитометры POS-1 для получения модуля вектора магнитной индукции. Погрешности измерений оцениваются в 0.5 нТл, 1 угл. мин и 0.2 угл. мин по F, D, I, соответственно. Геомагнитные вариации во время съемки на акватории контролировались по данным магнитных обсерваторий «Патроны» (Иркутск) и «Ключи» (Новосибирск), а также по данным станции «Узур» (о. Ольхон). Представлено пространственное распределение магнитного поля вдоль профилей и оценки распределения по площади. Выполнено сравнение полученных результатов с имеющимися данными исторических магнитных измерений в этом районе, а также с расчетами по моделям IGRF-11 и NGDC-720. Работа выполнена при поддержке РФФИ и администрации Иркутской области (региональный проект 08-05-98073-р-сибирь-а).


УНЧ-КОЛЕБАНИЯ В МЕЖПЛАНЕТНОМ И ГЕОМАГНИТНОМ ПОЛЕ И РЕЛЯТИВИСТСКИЕ ЭЛЕКТРОНЫ В МАГНИТОСФЕРЕ: ВАРИАЦИИ ВЗАИМОСВЯЗЕЙ В 23-М ЦИКЛЕ

А.С. Потапов, Б. Цэгмэд, Л.В. Рыжакова, Т.Н. Полюшкина

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия,

Исследовательский центр астрономии и геофизики МАН, Улан-Батор, Монголия

Иркутский государственный технический университет, Иркутск, Россия,

potapov@iszf.irk.ru, tseg@iszf.irk.ru, ryzhakvalarisa@rambler.ru

Представлены результаты кросскорреляционного анализа, выполненного на основе метода ранговой корреляции по Спирмену, между суточными значениями флюенса энергичных электронов на геосинхронной орбите, интенсивностью наземных и межпланетных ультранизкочастотных (УНЧ) колебаний в диапазоне Рс5 и параметрами солнечного ветра за период 23-го цикла солнечной активности (1996–2006 гг.). В качестве наземных данных взяты дневные (с 6 до 18 LT) магнитные измерения на двух диаметрально расположенных обсерваториях сети Интермагнет. Потоки электронов с энергией более 2 МэВ измерялись на геосинхронных спутниках GOES. Данные магнитометров и плазменных датчиков, установленных на космических аппаратах ACE и WIND, использовались для анализа параметров солнечного ветра и осцилляций межпланетного магнитного поля (ММП). Получен ряд результатов, высвечивающих роль межпланетных УНЧ-волн в процессах генерации магнитосферных колебаний и ускорения энергичных электронов. Среди них высокая и устойчивая корреляция наземных УНЧ-колебаний с волнами в солнечном ветре; более тесная связь среднесуточных амплитуд и межпланетных, и наземных колебаний с «завтрашними» значениями скорости солнечного ветра, чем с текущими; корреляция нормированной на напряженность ММП интенсивности УНЧ-волн в солнечном ветре с потоками релятивистских электронов в магнитосфере.


ON THE BASIC PROBLEMS OF THE MAGNETOSPHERIC PHYSICS

P.A. Sedykh

Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, Irkutsk, Russia

pvlsd@iszf.irk.ru

The Earth’s magnetosphere is a complicated nature system. The one review of the more or less detailed «anato-my» of the magnetosphere is enough to understand that such complicated structure should have also complicated functions. The equations of the two-fluid or one-fluid magnetohydrodynamics with isotropic or anisotropic pressure as a rule are used to describe the magnetospheric plasma. In this case, any dissipative processes in the system are considered as inessential. This statement is usually valid for ohmic loss and loss by radiation. However, particles (and energy) also escape from the magnetospheric plasma into the atmosphere through open ends of flux tubes. This type of loss can be very substantial and should be taken into account. Faint notes of dissatisfaction that progress is absent in understanding the physical essence of magnetospheric processes, first of all, of a magnetospheric substorm, were evidently heard in the summaries of the international conferences on substorms and in some recent publications. Some of the specialists in our field of knowledge have started to mention that the fundamental problems in the scientific discipline are still unsolved. The magnetosphere-ionosphere coupling problem is the most complicated problem of the magnetospheric complex. The complexity consists in that the ionosphere is the ohmic environment where the electric field and current are related by Ohm's law. A direct relation between the electric field and electric current is absent in the magnetosphere. Since the geomagnetic field lines are equipotential the currents in the ionosphere and magnetosphere depend on the magnetospheric electric field and plasma pressure distribution respectively. If the ionospheric current was purely Hall current this would not be a dangerous phenomenon since Hall current is nondivergent and does not deliver a work. In reality the ionospheric current is combined and always includes the Pedersen component, and the ionosphere is a real energy consumer. Unfortunately direct observations of plasma distribution in the magnetosphere are faced with large difficulties because pressure must be known everywhere in the plasma sheet at high resolution which in situ satellites have been unable to provide. In this paper, an attempt of the analysis of a condition of the problem of the magnetospheric processes physical description is done at a conceptual level.


РАСПРОСТРАНЕНИЕ ВОЛН РОССБИ В АТМОСФЕРЕ ЗЕМЛИ И НА СОЛНЦЕ СОГЛАСНО БАРОТРОПНОЙ КВАЗИГЕОСТРОФИЧЕСКОЙ МОДЕЛИ

Е.В. Девятова, В.М. Томозов, В.И. Мордвинов

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

devyatova@iszf.irk.ru

В работе представлены результаты численных экспериментов по распространению волн Россби в атмосфере Земли и на Солнце с использованием баротропной квазигеострофической модели. Характер дифференциального вращения на Солнце способствует дальнему распространению волн Россби, с помощью которого можно объяснить эффекты межполушарного взаимодействия источников магнитного поля, регулярные колебания солнечной активности в низкочастотном диапазоне, вариации фонового поля. Эффекты, воспроизводимые в простых моделях, на Земле связаны с мощными воздействиями на средний поток, обусловленными топографическими источниками возмущенности и неадиабатическими источниками тепла. На Солнце сильные воздействия на средний поток могут возникать в результате неоднородной меридиональной циркуляции, гигантской конвекции или локализованных вихрей. В рамках баротропных моделей можно изучать влияние дифференциального вращения, долготных неоднородностей в зональном потоке и баротропной неустойчивости на характер распространения возмущений и структуру стационарных волн. В работе рассмотрены три варианта постановки задачи: 1) эволюция возмущений, заданных в начальный момент времени, без дополнительных постоянных источников завихренности; 2) эволюция начальных возмущений в условиях постоянных источников завихренности, заданных в разных широтных зонах; 3) стационарные волны, обусловленные постоянными источниками завихренности. Результаты расчетов показали сильную зависимость динамики возмущений от характера дифференциального вращения. Дифференциальное вращение атмосферы Земли неустойчиво. Профиль дифференциального вращения на Солнце устойчив относительно раскачки баротропных возмущений, поэтому возмущения быстро затухали со временем. Можно было ожидать, что при отсутствии баротропной неустойчивости эволюционная задача для Солнца при наличии постоянных источников завихренности в высоких широтах предполагает стационарное решение. Однако результаты расчетов показали, что одновременно с затуханием начального возмущения формировались две квазидипольные структуры в высоких и низких широтах, причем структура в высоких широтах переносилась потоком с востока на запад, а структура в низких широтах представляла собой длинную волну Россби. Перенесение источников завихренности в низкие широты ускорило развитие неустойчивостей и на Земле, и на Солнце. Особенно заметно увеличились темпы роста возмущений на Солнце.


АБЕРРАЦИОННЫЙ РАСЧЕТ ЭЛЕМЕНТОВ БОЛЬШОГО СОЛНЕЧНОГО ВАКУУМНОГО ТЕЛЕСКОПА С АДАПТИВНОЙ ОПТИЧЕСКОЙ СИСТЕМОЙ

В.Д. Трифонов, С.А. Чупраков

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

vdtrifon@iszf.irk.ru

Приведены результаты расчетов оптических элементов Большого солнечного вакуумного телескопа с адаптивной оптической системой. Определено влияние иллюминаторов в виде плоскопараллельных пластин и менисков на первичное изображение Солнца. Волновые аберрации для точки на оптической оси и на краю вторичного изображения (поле зрения 2ω=2.5′) не превышают критерия Рэлея. Оптическая система для построения изображения выходного зрачка на датчике волнового фронта рассчитана в обратном ходе лучей так, что позволяет изменять диаметр выходного зрачка почти в два раза, не меняя общей длины системы. Для сохранения коррекции полевых аберраций при изменении фокусного расстояния применен склеенный компонент конечной толщины. Изменение диаметра выходного зрачка дает возможность использовать лензлеты (матрицы из дифракционных линз) с разными характеристиками.


ВРЕМЕННАЯ ИЗМЕНЧИВОСТЬ КОЭФФИЦИЕНТА РЕДУКЦИИ СОЛНЕЧНЫХ МАГНИТОГРАММ ОБСЕРВАТОРИИ МАУНТ-ВИЛСОН В ЛИНИЯХ FEI 5250 Å И NAI 5896 Å

Е.М. Голубева

Институт солнечно-земной физики, Иркутск, Россия

golubeva@iszf.irk.ru

Как известно, солнечные магнитограммы, получаемые с использованием различных инструментов, а также в различных спектральных линиях, оказываются численно рассогласованы между собой, хотя качественно показывают сходные картины распределения магнитных полей по диску. Простейшим и широко используемым на практике решением этой проблемы является оценка коэффициентов редукции при сопоставлении данных. Такие сопоставления прежде всего необходимы для взаимной калибровки солнечных магнитографов. Также они требуются для решения ряда задач, связанных с прогнозированием космической погоды, когда важно знание точных значений напряженности магнитного поля Солнца. Кроме того, при построении длительных временных серий, требующих «состыковки» измерений магнитного поля Солнца от различных источников, также не обойтись без определения коэффициентов редукции. В этом ключе представляется важным вопрос о временной стабильности этих коэффициентов, что особенно существенно в случае измерений в разных спектральных линиях. В данном исследовании выполнено сопоставление одновременных магнитограмм, полученных в линиях FeI 5250 Å и NaI 5896 Å в обсерватории Маунт-Вилсон (Mount Wilson Observatory – MWO) в 2000–2011 гг. Показана изменчивость коэффициента редукции, которая может быть обусловлена циклическими процесса-ми в магнитогидродинамике Солнца. Представленный результат может быть интересен для решения про-блем интерпретации солнечных магнитографических измерений.


ОСОБЕННОСТИ РАЗВИТИЯ ВНЕПЯТЕННЫХ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК

А.В. Боровик, Д.Ю. Мячин

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

myachin@iszf.irk.ru

Рассмотрены особенности развития крайне редких для Солнца событий – внепятенных солнечных вспы-шек, наблюдавшихся в Байкальской астрофизической обсерватории (БАО) 16.03.1981, 28.06.2001, 28.05.2002 и 05.06.2002 г. Результаты исследований показывают, что масштабы хромосферных возмущений и характер развития внепятенных вспышек определяются прежде всего топологией магнитного поля активной области. Все без исключения структурные элементы вспышек тесным образом связаны с холмами сильного магнитного поля и располагаются, как правило, в непосредственной близости от них. Развитие внепятенных вспышек происходит от одного магнитного холма к другому, а также вдоль тоннелей, образованных системой темных арочных структур. Изученные в работе внепятенные вспышки отличались следующими особенностями. Расхождения вспышечных лент не наблюдалось. Для вспышки 16.03.1981 г. существовала тесная пространственно-временная связь между лентами вспышки и вспышечными узлами (как близлежащими к вспышке, так и удаленными на значительное расстояние). Коэффициент корреляции между временными изменениями площадей лент вспышки составил 0.91. Развитие вспышечных лент шло по противоположные стороны от ЛРП навстречу друг другу, показывая тем самым присутствие сдвиговых напряжений магнитного поля. Наблюдалось скачкообразное изменение площади вспышечных лент в противофазе с их яркостью. Со временем изофоты лент стягивались и при этом площадь уменьшалась. Такие пульсации сопровождались распространением возбуждения от вспышки на другие области хромо-сферы. В максимальной фазе развития вспышка сопровождалась возгоранием узлов хромосферной сетки на площади более 18 млн км2. Исследования этих особенностей вспышки были проведены с использованием метода, представленного в работе Фалькиани и Ригутти. Обнаружены также изменения магнитного поля активных областей во время внепятенных вспышек. Так, например, поле в магнитных холмах вспышки 28.06.2001 г. за время наблюдений увеличилось почти в три раза. Анализ полученных результатов позволяет сделать вывод, что внепятенные вспышки связаны с крупномасштабными изменениями магнитного поля на границах хромосферной сетки активной области.


ОСОБЕННОСТИ СЛАБОНАКЛОННОГО ЗОНДИРОВАНИЯ ИОНОСФЕРЫ ВБЛИЗИ ИРКУТСКА В ИЮНЕ 2011 г.

А.Г. Ким, О.А. Ларюнин

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

kim_anton@mail.ru

Радиофизический комплекс ИСЗФ СО РАН позволяет проводить как вертикальное, так и наклонное зондирование ионосферы на трассах различной длины и ориентации. Ионограммы, получаемые ЛЧМ-ионо-зондом на слабонаклонной трассе Усолье–Торы (длина ~120 км) вблизи Иркутска, подобны ионограммам вертикального зондирования DPS-4 в Иркутске. Однако имеются количественные различия ионосферных параметров, обусловленные пространственным разнесением трасс прохождения сигналов зондирования. В работе сравниваются частотные и высотные ионосферные параметры, полученные пространственно разнесенными ионозондами в июне 2011 г. Экспериментальные данные дополнительно сравниваются с результатами моделирования ионограмм слабонаклонного зондирования для трассы Усолье–Торы, полученных для часовых значений электронной концентрации, восстановленной по данным вертикального зондирования в Иркутске.


КВАЗИРЕГУЛЯРНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ХРОМОСФЕРЫ В БАЙКАЛЬСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ

А.А. Головко, В.Д. Трифонов

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

golovko@iszf.irk.ru

На Байкальской астрофизической обсерватории в 2011 г. продолжались регулярные наблюдения хромосферы Солнца в линии K CaII и квазирегулярные наблюдения хромосферы в линии Hα в летний период. Усовершенствование методики наблюдений полного диска Солнца в линии Hα заключалось в успешном применении программного селектора лучших изображений по величине выборочной дисперсии. Получены фильтрограммы комплекса активности, давшего самые мощные солнечные вспышки текущего 24-го цикла солнечной активности в начале августа и конце сентября 2011 г.


CALLISTO ANTENNA CONSTRUCTION IN MONGOLIA: PRELIMINARY RESULTS

S. Sanjjav, D. Baatarkhuu, B. Tuvshinjargal

Astronomical Observatory, Research Center for Astronomy and Geophysics MAS, Ulaanbaatar, Mongolia

sanjjav@yahoo.com, baagii42@yahoo.com

CALLISTO (Compound Astronomical Low-cost, Low-frequency Instrument for Spectroscopy and Transport-able Observatory) spectrometers developed by the Swiss Federal Institute of Technology Zurich (ETH Zurich) re-cord the intensity of electromagnetic radiation and are designed to monitor solar radio bursts within 24 hours. Cur-rently, 8 CALLISTO spectrometers operate worldwide, forming a network referred to as e-CALLISTO. One of CALLISTO spectrometers was installed in the Astronomical Observatory of Mongolia in March 2008. The original antenna was used for a TV channel within the frequency range 49–800 MHz, which was not suitable for scientific applications in this location. Here we report on a new antenna construction in the Astronomical Observatory of Mongolia. The LPD (Log Pe-riodic Dipole) Antenna has a boom length of 5 m, a bandwidth of 30-1100MHz and consists of 46 elements. It has a low-noise amplifier and a rotating mechanism both in horizontal and vertical directions. With this new LPD antenna, we obtained type III solar radio bursts combined with U-burst first on 08 March 2010. We are working on LPDA’s further modification and automatization.


О СОБСТВЕННЫХ КЛИМАТИЧЕСКИХ ЦИКЛАХ ЗЕМЛИ (ВОЗМОЖНЫЕ МЕХАНИЗМЫ ДОЛГОВРЕМЕННЫХ КОЛЕБАНИЙ КЛИМАТА)

П.Г. Ковадло, О.С. Кочеткова, С.А. Язев

Институт солнечно-земной физики СО РАН, Иркутск, Россия

Астрономическая обсерватория ИГУ, Ирктск, Россия

kovadlo@iszf.irk.ru

Предлагается механизм долгопериодических циклических изменений климата Земли, связанный с процессами перераспределения тепла в атмосфере и океане от экватора к высоким широтам. Полярные области частично прогреваются за счет притока тепла из низких широт. Это приводит к уменьшению температурных контрастов и, как следствие, к уменьшению меридиональной компоненты силы барического градиента. В результате приток тепла в высокие широты также начинает уменьшаться до тех пор, пока температурный контраст не достигнет некоторого уровня (полярные области остывают). Рост контраста снова приводит к увеличению барического градиента и соответствующему росту потока тепла. В работе обсуждается вклад в указанный механизм вариаций направления переноса тепла и процессов льдонакопления.

10:00, 11 августа 2011, Administrator,

Получено с http://ru.iszf.irk.ru/%D0%A1%D0%B5%D0%BA%D1%86%D0%B8%D1%8F_%C2%AB%D0%A1%D0%BE%D0%BB%D0%BD%D0%B5%D1%87%D0%BD%D0%BE-%D0%B7%D0%B5%D0%BC%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1%84%D0%B8%D0%B7%D0%B8%D0%BA%D0%B0_%D0%B8_%D0%B3%D0%B5%D0%BB%D0%B8%D0%BE%D0%B3%D0%B5%D0%BE%D0%B4%D0%B8%D0%BD%D0%B0%D0%BC%D0%B8%D0%BA%D0%B0%C2%BB
Представиться системе
Об Институте
Структура Института
Научная деятельность
Документы Института
Издательская деятельность
Политики организации
Менеджмент качества
Закупочная деятельность
 
Информация