«КОНФЕРЕНЦИЯ ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ 58 ФЕВРАЛЯ 2008 Г., ИКИ РАН СБОРНИК ТЕЗИСОВ г. Москва ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ 2 Тематика конференции связана с исследованиями физических процессов в плазме Солнца, ...»

ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК

КОНФЕРЕНЦИЯ

«ФИЗИКА ПЛАЗМЫ

В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ»

58 ФЕВРАЛЯ 2008 Г., ИКИ РАН

СБОРНИК ТЕЗИСОВ

г. Москва

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ 2

Тематика конференции связана с исследованиями физических процессов в плазме Солнца, солнечного ветра, магнитосфер и ионосфер Земли и планет, смежных проблем, включая работы по теории космической плазмы, численному моделированию, экспериментальные результаты, в том числе, по лабораторному моделированию.

Конференция проводится отделом физики космической плазмы ИКИ РАН под эгидой программы ОФН-16.

Программный комитет конференции (совет программы ОФН-16) Зеленый Лев Матвеевич – Председатель программного комитета.

Арманд Неон Александрович, Богод Владимир Михайлович, Ермолаев Юрий Иванович, Степанов Александр Владимирович, Демехов Андрей Геннадьевич, Фомичев Валерий Викторович, Франк Анна Глебовна, Григорьев Виктор Михайлович, Веселовский Игорь Станиславович, Сергеев Виктор Андреевич, Яхнин Александр Григорьевич, Свидский Павел Михайлович, Петров Владимир Михайлович, Черемных Олег Константинович, Могилевский Михаил Менделевич.

Организационный комитет конференции Чугунин Дмитрий Владимирович: 333-11-22, [email protected] Интернет –сайт программы и конференции http://solarwind.cosmos.ru 5-8 февраля 2008 г., ИКИ РАН

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

СОДЕРЖАНИЕ

С е к ц и я «Солнце» устные доклады

стендовые доклады

С е к ц и я «Ионосфера» устные доклады

стендовые доклады

С е к ц и я «Солнечный ветер, гелиосфера и солнечно-земные связи»

устные доклады

стендовые доклады

С е к ц и я «Магнитосфера» устные доклады

стендовые доклады

С е к ц и я «Теория физики плазмы» устные доклады

стендовые доклады

С е к ц и я «Границы магнитосферы» устные доклады

стендовые доклады

С е к ц и я «Токовые слои» устные доклады

стендовые доклады

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

С Е К Ц И Я «СОЛНЦЕ» УСТНЫЕ ДОКЛАДЫ

НЕЙТРИННАЯ АСТРОНОМИЯ СОЛНЦА С ВЫСОКИМ ПРОСТРАНСТВЕННЫМ

РАЗРЕШЕНИЕМ

В.А. Ранцев-Картинов ИЯС РНЦ "Курчатовский Институт", Москва, Россия Анализ (посредством разработанного автором метода многоуровневого динамического контрастирования) базы данных фотографических изображений Солнца в мягком рентгене привел к наблюдению на Солнце и в его ближайшем окружении фрактальных скелетных структур (ФСС) [1], топология которых оказалась идентичной той, которая уже была выявлена ранее в широком диапазоне масштабов, охватывающих почти 35 порядков величины, явлений и сред [2]. Некоторые их фрагменты в активный период имеют радиус вращения вокруг оси звезды меньше радиуса её диска на широте их наблюдения. Предполагается, что модифицированная автором гипотетическая модель филаментарной материи Б.У. Родионова способна внутри и вне Солнца выстраивать ФСС из ее элементарных линейных блоков («линейных атомов» (ЛА)). Рассмотрены процессы: а) возможного формирования внутри звезды и выноса в космос изображения таких структур в потоке нейтрино; б) проявления этих изображений в виде потока сопутствующих рентгеновских квантов (полученных в результате взаимодействия вышедшего из звезды потока нейтрино со слоем из фрагментов такой материи (гало) или ее ЛА и расположенного в плоскости эклиптики между Землей и Солнцем), который затем регистрируется космическим телескопом мягкого рентгена. Наблюдения и рассмотренные процессы указывают на то, что возможно уже сейчас мы имеем нейтринную астрономию, пространственное разрешение которой определяется оптическими характеристиками телескопа. Эти процессы могут явиться основой для разработки будущей нейтринной астрономии высокого пространственного разрешения, позволяющей изучать явления, протекающие внутри звезд и ядрах галактик. Дано качественное сравнение с пространственным разрешением нейтринного профиля Солнца, полученного при помощи Супер-Камиоканде детектора [3].

[1] A.B.Kukushkin, V.A.Rantsev-Kartinov, Phys.Lett. A, 306, 175 (2002);

[2] V.A.Rantsev-Kartinov, In Proc. 32nd EPS Conference on Plasma Phys.

Tarragona, 27 June - 1 July 2005 ECA Vol.29C, P-2.155 (2005).

[3] A.B. Mc. Donald at all, http://ru.arxiv.org/pdf/astro-ph/

РАДИОПРОСВЕЧИВАНИЕ ОКОЛОСОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ ПОЛЯРИЗОВАННЫМИ

ИМПУЛЬСАМИ ПУЛЬСАРОВ

Т.В. Смирнова, И.В. Чашей, В.И. Шишов

ПРАО ФИАН

Представлены результаты двух серий измерений импульсного поляризованного излучения пульсаров при их сближении с Солнцем. Наблюдения проводились в 2005 г. (пульсар В 0525+21) и в 2007 г. (гигантские импульсы пульсара в Крабовидной туманности и пульсар В 0525+21) на антенне БСА ФИАН на частоте 111 МГц. Получены верхние оценки дисперсионного запаздывания, углов рассеяния и меры Фарадеевского вращения плоскости поляризации.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ ПОЛОЖЕНИЯ ГЕЛИОСФЕРНОГО ЭКВАТОРА

В.Н. Обридко, Б.Д. Шельтинг Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН им. Н.В. Пушкова Показано, что центр тяжести гелиосферного экватора экватора испытывает квазипериодические колебания. В период минимума 11-летнего цикла он несколько смещен к югу (эффект Bashful Ballerina). Однако в максимуме цикла это смещение меняется на обратное.

Это связано с существованием солнечного квадруполя. Проведено сопоставление смещения с раствором гелиосферного токового слоя.

ПОЛЯРНАЯ АКТИВНОСТЬ СОЛНЦА В ЭПОХУ ПЕРЕПОЛЮСОВКИ

Б.П. Филиппов

ИЗМИРАН

Рассматривается поведение протуберанцев полярного венца и полярных перьев в ходе солнечного цикла. С наступлением нового цикла протуберанцы полярного венца начинают смещаться в сторону полюсов. Скорость меридионального дрейфа постоянно возрастает, и после прохождения максимума числа пятен кольца полярных волокон сжимаются вокруг полюсов, схлопываются и исчезают в момент пререполюсовки. Примечательной особенностью дрейфа протуберанцев является постепенное уменьшение их средней высоты с ~ 40 Мм до ~ 15 Мм. Геометрическая форма полярных перьев меняется в течение цикла таким образом, что точка пересечения касательных к лучевым структурам, магнитный фокус, меняет свою глубину под фотосферой. По данным солнечных затмений расстояние q от центра диска до фокусов изменяется от ~ 0,45RO до ~ 0,65RO, достигая максимальных значений вблизи минимума активности. Анализ ежедневных снимков короны в ультрафиолетовых линиях, полученных с помощью телеcкопа EIT на спутнике SOHO показал, что зависимость положения фокуса от фазы цикла оказалась совершенно иной, по сравнению с той, которая была составлена по разрозненным наблюдениям короны в различных циклах. Указанные особенности поведения корональных структур связываются с эволюцией глобального магнитного поля Солнца.

О СТРУКТУРЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ В АКТИВНЫХ ОБЛАСТЯХ

НА КОРОНАЛЬНЫХ ВЫСОТАХ

В.М. Богод, Л.В. Яснов САО РАН, СПбГУ Высотные измерения и распределение напряженности магнитного поля в активных областях всегда представляли собой важную задачу по проверке существующих моделей для высот единиц и сотен Мм. Оптические методы анализа магнитной структуры хорошо работают лишь на уровне фотосферы, тогда как на высотах хромосферы и нижней короны надежная информация о высотной структуре магнитного поля отсутствует ввиду слабой поляризации от магнитно-чувствительных переходов корональных линий. Результат часто достигается экстраполяцией потенциального магнитного поля на эти высоты, что часто не учитывает структурированность магнитных полей. В данной работе продолжено развитие методов измерения корональных магнитных полей радиоастрономическим методом с использованием микроволновых наблюдений поляризации радиоизлучения активных областей в широком диапазоне радиоволн и сопоставления их с данными спутниковых обсерваторий. Результаты работы показывают, что магнитные поля пятен с напряженностью 800-1000 Гс могут располагаться на высотах до 10-20 Мм, что находится в соответствие с радиоизмерениями и подтверждаются независимыми измерениями расходимости силовых линий магнитного поля в ультрафиолете, а также измерениями градиентов магнитного поля на уровне фотосферы.

Обсуждаются возможные причины различия измерений структуры корональных магнитных полей и данными по их экстраполяции.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

КОЛЕБАНИЯ В СОЛНЕЧНЫХ ПЯТНАХ: ТЕОРИЯ И НАБЛЮДЕНИЯ

Ю.Д. Жугжда

ИЗМИРАН

Сопоставляются две современные теории колебаний в солнечных пятнах: теория собственных колебаний и теория фильтрации колебаний. Показывается, что теория собственных колебаний находится в противоречии с данными наблюдений. Излагаются основы теории фильтрации колебаний атмосферой пятна. Описаны три эффекта ответственных за возникновение различных полос пропускания атмосферного фильтра замедленных волн.

Приводятся результаты расчетов функции пропускания для четырехслойной атмосферы.

Исследовано влияние нелинейных эффектов на условия прохождения волн через атмосферу.

Построены модельные спектры колебаний для трех различных эмпирических моделей атмосферы пятна. Приведены результаты обработки наблюдений колебаний в пятнах.

Оказалось, что спектр колебаний различен в разных частях пятна, что можно объяснить только в рамках фильтровой теории колебаний.

КЛАССИФИКАЦИЯ ПАРАМЕТРОВ КВАЗИПЕРИОДИЧЕСКИХ КОЛЕБАНИЙ ИСТОЧНИКОВ

МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН

Г.Б. Гельфрейх, В.Е. Абрамов-Максимов, К. Шибасаки ГАО РАН, Санкт.Петербург, Россия Nobeyama Solar Radio Observatory, Япония Анализ квазипериодических колебаний источников микроволнового излучения над солнечными пятнами проводился по наблюдениям на волне 1.76 см на радиогелиографе Нобеяма. Эти источники генерируются преимущественно гирорезонансным излучением тепловых электронов нижней короны на первых гармониках гирочастоты электронов (доминирует излучение на третьей гармонике, генерируемое в магнитном поле с напряженностью 2000 Гс). Все типы колебаний связаны с проявлениями различных МГД плазменных структур солнечной атмосферы имеющих однако различные пространственные и временные масштабы и разную физическую природу колебаний. На сегодняшнем этапе исследований можно выделить пять основных групп периодов, различающиеся их характерными временными параметрами. Колебания с периодами порядка долей минуты, вероятно возникают внутри магнитной трубки пятна. Их физический анализ находится еще в ранней стадии исследований. 3-х и 5 минутные колебания отражают широко исследуемыми оптическими методами колебания в пятнах, но уже на высоте переходной области. Их теория имеет широкую базу анализа. Периоды в диапазоне десятков минут известны по космическим наблюдениям в рентгене и далёком ультрафиолете, проявляющиеся в корональных петлях.

Долгопериодические колебания с характерными периодами от 40минут до несколько часов отражают, вероятно, колебания структур пятен как целого, но могут также и отражать глобальные колебания Солнца. В целом анализ перечисленных колебаний радио источников находится всё же в начальной стадии их физической интерпретации и моделирования, определяя новое значимое направление широкого круга задач физики Солнца. Значимость таких исследований зависит существенно от накопления наблюдательных данных на разных инструментах, совместного анализа радио данных с другими диапазонами, физического моделирования, направленного на интерпретацию наблюдений.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ЖГУТОВЫЕ МОДЕЛИ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК

А.А. Соловьев Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН; [email protected] Обычно теоретическое моделирование солнечных вспышек связано с исследованием процесса пересоединений магнитных силовых линий в токовом слое, сопровождающегося нагревом плазмы, ускорением частиц и пр. В данной работе обсуждаются альтернативные подходы, связанные с идеями разрыва токового контура (модель Альвена-Карлквиста) и с топологическими катастрофами, происходящими в магнитоплазменной системе вблизи ее особых, сингулярных состояний (бессиловой магнитный жгут с периодическими особенностями на оси симметрии и сферический магнитный вихрь в потенциальном внешнем поле).

ВСПЫШКА С ВОЗВРАТНЫМ ПРОТУБЕРАНЦЕМ: СЦЕНАРИЙ И

ТРАНСФОРМАЦИЯ ЭНЕРГИИ

В.И. Сидоров, С.А. Язев Институт солнечно-земной физики СО РАН;

Астрономическая обсерватория ИГУ На основании солнечных событий 18 августа 1995г. (SN/C1.9), наблюдавшегося на лимбе, и 23 сентября 1998 г. (3В/М7.1) на диске, предлагается сценарий вспышки, сопровождающейся возвратным протуберанцем. Наблюдения в линиях Н-альфа, а также потоков рентгена в диапазонах 1-8 и 0.5-4 дополнены для второго случая данными в линии 1550. В работе применен метод расчета первичного энерговыделения в токовом слое, предложенный Izob (1997) для стадии спада, и адаптированный одним из авторов (2004) для стадии роста события, а также метод расчета потоков энергии вспышки, предложенный Ohyama (1997). Сценарий предусматривает две стадии развития. На первой происходит энерговыделение в токовом слое, обеспечивающее как ускорение выброса вверх от солнечной поверхности, так и саму вспышку, включая нагрев вспышечной области, потери на излучение и за счет теплопроводности. Вторая стадия вспышки обеспечивается энергией падения вещества протуберанца на хромосферу. В это время наблюдается вторая пара вспышечных лент. Энергия, высвободившаяся во время первой стадии вспышки 23 сентября 1998 г., составила 3.110 эрг. Часть ее, затраченная на вспышечные процессы, 0.510 эрг, отсюда кинетическая энергия выброса составила 2.61031 эрг. Рассчитанное значение энергии вспышки во второй стадии составило близкое значение 2.71031 эрг, т.е. практически вся энергия вспышки во второй стадии является трансформированной энергией падающего вещества протуберанца. Раннее распознавание такого сценария для вспышек на диске, может быть использовано для оперативного прогноза космической погоды (большая вероятность отсутствия коронального выброса массы и потоков протонов).

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

СТРУКТУРА И ДИНАМИКА СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ НА РАССТОЯНИЯХ ДО 5RSUN ПО

НАБЛЮДЕНИЯМ С ПОМОЩЬЮ ВУФ-ТЕЛЕСКОПА/КОРОНОГРАФА СПИРИТ

В.А. Слемзин, С.В. Кузин, И.А. Житник Физический институт им. П.Н. Лебедева РАН Представлены результаты наблюдений солнечной короны с помощью ВУФ-телескопа СПИРИТ на спутнике КОРОНАС-Ф в режиме коронографа с внешним затмевающим диском.

Участки короны от лимба до 5 радиусов от центра Солнца наблюдались одновременно в каналах 175 и 304 с помощью наклона зеркал телескопа при увеличенных чувствительности детекторов и времени экспозиции. Указанная область короны мало исследована, так как расположена между полями зрения обычных ВУФ-телескопов и коронографов видимого диапазона, хотя она играет большую роль в формировании структуры стримеров, потоков солнечного ветра и ускорении корональных выбросов массы. Приводятся результаты анализа двух серий изображений короны на расстояниях до 2,7 радиусов Солнца, полученных во время длительных (в течение недели) наблюдений в июне и декабре 2002 г., а также их сравнение с данными, полученными приборами обсерватории SOHO (EIT, LASCO, UVCS) и коронографом МК4 обсерватории Мауна Лоа. Лучевые структуры, наблюдавшиеся в канале 175, указывают на конфигурацию открытых линий магнитного поля в основании стримеров и, возможно, на каналы истечения солнечного ветра. Из анализа радиальных зависимостей диффузной компоненты излучения короны, наблюдавшейся в обоих каналах, получены оценки шкалы высот и температуры плазмы в рамках гидростатической модели. Для канала 304 оценено соотношение столкновительных и радиационных процессов в излучении короны в зависимости от расстояния. Приводятся также изображения короны во время развития эруптивных транзиентов, наблюдавшихся 8 декабря 2001 г. и 2 февраля 2003 г.

ИССЛЕДОВАНИЕ КВАЗИПЕРИОДИЧЕСКИХ ПУЛЬСАЦИЙ ЖЕСТКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО И

МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ 29 МАЯ

И.В. Зимовец, А.Б. Струминский Институт космических исследований РАН В работе исследуются квазипериодические пульсации (~1 мин и ~10 сек) жесткого рентгеновского излучения, детектируемые RHESSI и антисовпадательной защитой (ACS) на борту INTEGRAL, наряду с сопутствующими пульсациями микроволнового излучения, детектируемыми с помощью радиополяриметров и радиогелиографа в Нобеяме, обнаруженные в главной фазе двухленточной солнечной вспышки класса X1.2 29 мая 2003. Полученные с помощью RHESSI изображения вспышечной активной области в жестком (40-250 кэв) и мягком (12-20 кэв) рентгеновском излучении наряду с изображениями с TRACE и EIT (SOHO) и магнитограммой с MDI (SOHO) указывают на генерацию субрелятивистских электронов вблизи восточного основания несимметричной изогнутой магнитной аркады. Аркада расположена под системой более крупных магнитных петель. Обсуждается способность некоторых из этих петель выступать в качестве осциллирующих “модуляторов” или “резонаторов” для процесса ускорения электронов, генерирующих жесткий рентген в основаниях аркады.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ВСПЫШЕЧНЫЕ ВЫБРОСЫ КОРОНАЛЬНОГО ВЕЩЕСТВА: СВОЙСТВА,

ХАРАКТЕРИСТИКИ, ГЕОЭФФЕКТИВНОСТЬ.

В.Н. Ишков

ИЗМИРАН

Исследование выбросов коронального вещества естественно привело к понятию солнечного вспышечного события, которое включает весь процесс энерговыделения, как собственно солнечную вспышку с ее проявлениями во всех диапазонах электромагнитного и корпускулярного излучений, так и весь спектр сопутствующих динамических явлений: выбросов солнечных волокон, распространения ударных волн и возмущений в короне Солнца и в гелиосфере. В зависимости от величины магнитного поля, в котором развивается вспышечное событие оно может представлять собой либо вспышку, либо выброс вспышечного волокна, что вероятно должно отразиться в характеристиках порожденных ими выбросов коронального вещества. В 23 цикле солнечной активности резко увеличилось число наблюдений солнечных вспышечных событий включающих полный временной ряд и достаточное количество длин волн, чтобы судить об источнике выброса коронального вещества в данном вспышечном событии. Появилась возможность четко разделить ВКВ от вспышек, выбросов солнечных волокон и залимбовых событий. Поэтому, в рамках исследования солнечных вспышечных событий, был создан Каталог солнечных вспышек 23 цикла, который размещен на странице Московского отделения Мирового центра данных по солнечно-земной физике (http://www.wdcb.ru/index_ru/). Структура каталога содержит данные обо всех вспышках рентгеновского балла М1 за все время развития последнего цикла солнечной активности (1996 – 2007 г.). В нем приведены временные характеристики вспышек, их локализация на видимом диске Солнца, данные о динамических радио всплесках, выбросах коронального вещества и максимальных энергиях жесткого рентгена сопровождающих данную вспышку.

Данные о ВКВ позволили восстановить координаты вспышек, когда не было На-патруля, уточнить локализацию вспышки именно в данной активной области.

КРУПНОМАСШТАБНЫЕ ЯВЛЕНИЯ НА СОЛНЦЕ, СВЯЗАННЫЕ С ЭРУПЦИЕЙ ВОЛОКОН

ВНЕ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ

И.М. Черток, В.В. Гречнев ИЗМИРАН, Троицк, Московская обл.

ИСЗФ, Иркутск По данным УФ телескопа SOHO/EIT, с использованием метода деротированных разностных изображений проанализированы крупномасштабные возмущения в нескольких десятках событий с корональными выбросами массы (КВМ), связанными с эрупцией волокон вне активных областей. Продемонстрировано, что эрупции больших волокон на диске сопровождаются возмущениями в виде обширных диммингов, протяженных лент, подобных вспышечным, и постэруптивных аркад, а также КВМ типа частичного или полного гало. Обычно преобладают два похожих друг на друга димминга, расположенных вблизи противоположных концов эруптировавшего волокна и формирующейся постэруптивной аркады, по разные стороны от расходящихся лент и линии раздела полярностей фотосферного магнитного поля.

Характерный размер таких диммингов достигает нескольких десятых солнечного радиуса, время формирования – десятки минут, а время существования измеряется многими часами.

Понижение яркости в диммигах составляет десятки процентов. Подобно многим диммингам, связанным со вспышками в активных областях, двойные волоконные димминги часто проявляются одинаковым или сходным образом в разнотемпературных корональных каналах 171, 195, 284 и в канале переходного слоя 304. Эти свойства свидетельствуют о том, что в событиях с исчезающими волокнами димминги представляют собой основания крупномасштабных магнитных жгутов, которые отождествляются с волокнами и эруптируют в виде компонент КВМ. Понижение яркости как во многих вспышечных, так и в волоконных диммингах, вероятно, обусловлено уменьшением плотности плазмы в корональных структурах, а не вариациями температуры в них. В некоторых волоконных событиях наблюдаются крупномасштабные движущиеся образования слабой яркости, которые обычно называются "волнами EIT", но в событиях этого класса могут быть структурными компонентами развивающегося КВМ.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

СТРУКТУРА СОЛНЕЧНОГО МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ С ТОЧКИ ЗРЕНИЯ

ДИАГНОСТИКИ ПЛАЗМЫ СОЛНЕЧНОЙ АТМОСФЕРЫ

О.А. Шейнер, В.М. Фридман Федеральное государственное научное учреждение «Научно-исследовательский радиофизический институт» (ФГНУ НИРФИ) г.Нижний Новгород, Россия Исследования Солнца ведутся во всем спектре электромагнитных волн, но радиоизлучение занимает особое место, поскольку позволяет получать информацию из слоев солнечной атмосферы, зачастую недоступных другим методам наблюдений. Кроме того, нужно заметить, что поскольку энергия, выделяемая при радиоизлучении, существенно меньше потока излучения в видимой области, то ценность изучения радиоизлучения состоит именно в возможности получения информации об условиях в источниках излучения, их параметрах и динамике. В данной работе приводятся экспериментальные свидетельства проявления в микроволновом излучении Солнца действия основных механизмов излучения в плазме и построения на их основе способов диагностики структур и процессов в солнечной короне. К ним относятся: выявление двухкомпонентного состава излучения солнечных вспышек, определение слабых магнитных полей в различных слоях солнечной атмосферы, определение физических характеристик солнечной плазмы в областях энерговыделения, оценка высоты переходного слоя от хромосферы к короне и другие.

ФОРМИРОВАНИЕ АНИЗОТРОПНЫХ РАСПРЕДЕЛЕНИЙ ЭНЕРГИЧНЫХ ЭЛЕКТРОНОВ

ВО ВСПЫШЕЧНЫХ ПЕТЛЯХ

В.Ф. Мельников, С.П. Горбиков, Н.П. Пятаков ФГНУ "НИРФИ";

НГАСУ;

ННГУ К настоящему времени получен ряд наблюдательных свидетельств существования анизотропных распределений среднерелятивистских электронов во вспышечных магнитных петлях. В разных событиях могут наблюдаться как поперечная [1], так и продольная [2] анизотропия распределения электронов по питч-углам. Разные типы анизотропии по-разному отражаются на характеристиках микроволнового излучения вспышечной петли [3].

В данной работе на основе численного решения нестационарного уравнения ФоккераПланка проведено моделирование распределений среднерелятивистских электронов по питчуглу, энергии и рассстоянию от центра магнитной ловушки [4]. Получены решения для случаев однородной и неоднородной (растущей к основаниям) плотности фоновой плазмы, когда инжекция электронов происходит в центре или вблизи одного из оснований модельной петли.

Проведено сравнение с данными наблюдений.

[1] Melnikov V.F., Shibasaki K., Reznikova V.E. – ApJ, 2002, V.580, p.L [2] Altyntsev A.T., Fleishman G.D., Huang G.L., Melnikov V.F. – ApJ, 2008 (accepted) [3] Fleishman G.D., Melnikov V.F. – ApJ, 2003, V. 587, p. [4] Горбиков С.П., Мельников В.Ф. – Математическое моделирование, 2007, Т.19, №2, c.112.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

РОЛЬ ВОСХОДЯЩИХ И НИСХОДЯЩИХ ПОТОКОВ ГОРЯЧЕЙ ПЛАЗМЫВ ФИЗИКЕ МОЩНЫХ

НЕСТАЦИОНАРНЫХ ПРОЦЕССОВ НА СОЛНЦЕ

М.А. Лившиц

ИЗМИРАН

Высказывается новая идея развития процессов во внешней атмосфере Солнца, возникающих после мощного энерговыделения в небольшой области, располагающейся над хромосферой. Предполагается, что довольно, большая масса газа выносится прежде всего в корону, а затем и в межпланетное пространство (СМЕ). Однако часть газа задерживается, и горячая плазма начинает падать на петли нижележащего магнитного поля, как это впервые описано в работе N.R.Sheeley, Jr.H.R.Warren, Y.M.Wang, Astrophys. J., 2004, 616, 1224-1231.

.Это падение усиливается за счет направленного вниз потока плазмы и ускоренных частиц из коронального токового слоя, который, для простоты рассуждений, считается вертикальным.

Рассмотрены возникновение и эволюция постэруптивной арочной системы. Излагаются результаты наблюдательной проверки некоторых следствий из предлагаемой модели.

МОДЕЛЬ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ – ТРЕХМЕРНОЕ ЧИСЛЕННОЕ МГД МОДЕЛИРОВАНИЕ И

СРАВНЕНИЕ С НАБЛЮДЕНИЯМИ

А.И. Подгорный, И.М. Подгорный.

Физический Институт им. П. Н. Лебедева РАН, Москва, Россия;

Институт Астрономии РАН, Москва, Россия Разработан метод МГД моделирования накопления энергии в магнитном поле короны в предвспышечном состоянии. В качестве граничных условий используются карты эволюции фотосферного магнитного поля перед вспышками, что позволяет учесть форму солнечных пятен и магнитное поле рассеянного потока вне пятен. Все начальные и граничные условия задаются из наблюдений, и никаких предположений о механизме вспышки не делается. С помощью программы ПЕРЕСВЕТ численно решалась полная система трехмерных МГД уравнений со всеми диссипативными членами над активной областью AR 0365 перед серией вспышек 2627 мая 2003 г. Показано, что серии вспышек предшествовало всплывание в активной области нового потока ~ 1.510 Максвелл. Вычисления, проведенные в области большого размера (4 10 cm), продемонстрировали возникновение в короне нескольких токовых слоев в окрестности особых линий X-типа, как существующих в начальном потенциальном поле, так и образующихся при всплывании нового магнитного потока. Имеется возможность, как представления линий поля в трехмерном пространстве, так и в различных плоскостях. Каждый из образовавшихся токовых слоев может быть ответственным за возникновение элементарной вспышки. Электродинамическая модель солнечной вспышки, построенная на основе трехмерного МГД моделирования, описывает совокупность вспышечных явлений: рентгеновское излучение из короны и с поверхности Солнца, корональный выброс, и солнечные космические лучи. Положение токового слоя совпадает с источником микроволнового излучения.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ТУРБУЛЕНТНЫЕ ЭФФЕКТЫ «ОТРИЦАТЕЛЬНОЙ МАГНИТНОЙ ПЛАВУЧЕСТИ»

В СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЕ

В.Н. Криводубский Астрономическая обсерватория Киевского национального университета им. Т.Шевченко ул. Обсерваторная, 3, Kиев-53, Украина, 04053; [email protected] Исследовано два механизма перестройки сглаженного (усредненного) магнитного поля в турбулентной плазме (макроскопический диамагнетизм и -адвекцию), которые в условиях солнечной конвективной зоны (СКЗ) играют роль эффектов «отрицательной магнитной плавучести». Для физических параметров модели СКЗ Стикса [Stix M. The Sun. Berlin. 1989] мы рассчитали скорости турбулентного диамагнитного переноса, а также радиальной и меридиональной компонент вращательного -переноса магнитного поля. Показано, что явления «отрицательной магнитной плавучести», действуя против классической магнитной плавучести, на высоких гелиоширотах приводят к формированию вблизи дна СКЗ слоя стационарного магнитного слоя. Эти турбулентные эффекты могут служить наиболее вероятной причиной того, почему полярные глубоко укорененные сильные тороидальные поля на высоких гелиоширотах не в состоянии прорваться к поверхности Солнца, чтобы наблюдаться на фотосферном уровне в виде пятен. Вместе с тем, на средних и низких широтах в нижней половине СКЗ направленный вверх -перенос, возникающий при учете вращения Солнца, благоприятствует всплыванию магнитных полей, облегчая, тем самым, их проникновение к поверхности. В конечном итоге, только в низкоширотном домене сильные поля прорываются к поверхности, где они появляются в «королевской зоне» как солнечные пятна.

С Е К Ц И Я «СОЛНЦЕ» СТЕНДОВЫЕ ДОКЛАДЫ

СТАТИСТИЧЕСКИЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ И КЛАССИФИКАЦИЯ РЕНТГЕНОВСКИХ ВСПЫШЕК

ПО ИХ ДЛИТЕЛЬНОСТИ НА СОЛНЦЕ

И.С. Веселовский1,2, А.В. Прохоров Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ, Москва Институт космических исследований РАН, Москва Результаты статистического анализа большого массива данных, полученных на ИСЗ серии GEOS о длительности нарастания рентгеновского излучения солнечных вспышек за 19762006 гг. дают достаточно надежные основания для более объективного выделения различных типов, о которых иногда говорят в литературе. При бимодальной классификации можно указать «типичные» (их длительность около получаса, они имеют наибольшую вероятность и отвечают средним значениям) и «нетипичные» явления, к которым относятся все остальные – более длительные и более короткие вспышки. Возможна классификация с разбиением на три типа событий: «импульсные» (с длительностью короче типичных), «типичные», «длительные» (с длительностью более типичных вспышек) или на большее число классов. Указанные типы иногда ошибочно смешивают со статистическими флуктуациями. При увеличении числа анализируемых событий эти флуктуации постепенно сглаживаются и становятся менее значительными, а распределение вспышек по длительности их нарастания в целом хорошо описывается единым логнормальным законом. Необходима определенная осторожность при интерпретации, связанная с неоднородностью ряда данных и калибровкой измерений, полученных различными приборами на различных спутниках указанной серии.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ПОСТРОЕНИЕ АДАПТИВНЫХ СТОХАСТИЧЕСКИХ МОДЕЛЕЙ ДЛЯ ПРОГНОЗИРОВАНИЯ

СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

Т.В. Подладчикова1, Ван дер Линден Институт прикладного системного анализа в структуре НТУУ КПИ;

Solar Influences Data analysis Center, Royal Observatory of Belgium, B-1180, Brussels, Belgium В работе рассматривается задача прогнозирования солнечной активности, описываемой 13-месячными сглаженными числами Вольфа. Для среднесрочного прогнозирования солнечной активности (на 1-12 месяцев) формируется стохастическая модель 11-летнего солнечного цикла в пространстве состояний. В качестве детерминированной основы модели используется известное описание формы цикла непрерывной двухпараметрической функцией.

Неопределенность изменения процесса солнечной активности учитывается путем введения в модель аддитивных шумов состояния и измерения с априорно неизвестными дисперсиями.

Для прогноза используется адаптивный фильтр Калмана, основанный на идентификации неизвестных дисперсий шумов модели. Для прогнозирования максимальной амплитуды следующего солнечного 11-летнего цикла вводится новая характеристика, а именно интегральная активность, которая используется как основной индикатор предсказания (precursor). Демонстрируется явная зависимость между максимальной амплитудой следующего цикла и свойствами интегральной активности текущего цикла. На основе этих свойств построены два значимых индикатора. Первый индикатор определяет, будет ли амплитуда следующего цикла больше или меньше по сравнению с текущим, и его эффективность подтверждается точным прогнозом для всех циклов от 1 до 23. Второй индикатор используется для количественного предсказания максимальных амплитуд современной эры (циклы 10-23).

ЭВОЛЮЦИЯ ФОТОСФЕРНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ И КОРОНАЛЬНЫЕ НУЛЕВЫЕ ТОЧКИ

Б.В. Сомов, И.В. Орешина Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга Предложен метод поиска нулевых точек магнитного поля в солнечной короне на основе топологической модели. Проведен анализ эволюции магнитного поля активной области NOAA 9077 в течение двух дней перед вспышкой 14 июля 2000 года. Показано, что условия в короне становились все более благоприятными для появления нулевых точек на обоих сепараторах, что создавало лучшие условия для процесса магнитного пересоединения.

К ВОПРОСУ О МЕХАНИЗМЕ ГЕНЕРАЦИИ ЗЕБРА-СТРУКТУРЫ В СОЛНЕЧНОМ

РАДИОИЗЛУЧЕНИИ

Г.П. Чернов, А.И. Лаптухов, В.В. Фомичев ИЗМИРАН, Троицк Московской обл.; [email protected] Исследования тонкой структуры солнечных радиовсплесков очень важны как для уточнения механизмов генерации самих всплесков, так и для диагностики плазмы солнечной короны. Для интерпретации зебра структуры (ЗС) континуальных радиовсплесков IV типа предложен ряд механизмов их генерации, наиболее разработанными из которых являются механизм на двойном плазменном резонансе (ДПР) и механизм взаимодействия плазменных волн с вистлерами. В первом механизме генерация излучения происходит на дискретных уровнях в короне, где верхнегибридная частота равна целому числу гармоник электронной циклотронной частоты. Однако в рамках данного механизма существуют ряд проблем при интерпретации наблюдаемых параметров ЗС и оценках параметров короны (отсутствие достаточной глубины модуляции между пиками инкремента на соседних гармониках одновременно с возможностью возбуждения на многочисленных уровнях ДПР; величина магнитного поля, определенная по частотному разделению между полосами ЗС, оказывалась малой и не обеспечивала значения плазменного бета < 1, естественного для корональной магнитной ловушки). Кузнецов и Цап

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

(Sol. Phys., 2007) предположили, что функция распределения энергичных электронов может быть степенной (внутри конуса потерь) с большим спектральным индексом (по моментам ~ 810). Тогда достигается достаточная глубина модуляции, но и в этом случае не обеспечивается возбуждение на многочисленных уровнях ДПР. Обращено внимание, что многие параметры ЗС, включая сверхтонкую структуру полос ЗС в виде миллисекундных спайков со строгим периодом ~ 30 мс, объясняются естественным образом в модели взаимодействия плазменных волн с вистлерами.

ФОРМИРОВАНИЕ СОЛНЕЧНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ

И.А. Биленко Астрономический институт им. П.К. Штернберга; [email protected] Рассматривается процесс формирования корональных выбросов массы (КВМ) связанных с эрупцией волокон. Согласно современным наблюдательным данным существуют два класса КВМ. КВМ связанные со вспышечными процессами в активных областях и КВМ связанные с эрупцией волокон. Они имеют различные параметры и структуру. Статистически связь между эрупцией волокон и КВМ является хорошо установленной, но источники, вызывающие эрупцию волокон и КВМ все еще до конца не ясны. Также до конца не выяснена и физическая связь между эрупцией волокон и КВМ. С помощью современных космических обсерваторий получен огромный наблюдательный материал, позволяющий значительно расширить наши представления об инициации эрупции волокон и эволюции КВМ. По данным, полученным на ИСЗ SOHO, TRACE, Yohkoh, а также и других космических и наземных обсерваторий исследуется динамика фотосферных магнитных полей и соответствующие изменения корональных структур связанные с эрупцией волокон и КВМ. В рассматриваемых случаях анализируется влияние всплывания нового магнитного потока, который вызывает потерю устойчивости равновесного состояния коронального магнитного поля, что инициирует эрупцию волокна. По данным, полученным в различных диапазонах длин волн, исследуется процесс подъема вещества волокна и формирования КВМ. Скорость подъема КВМ в этих случаях не линейная. Выделяются отдельные этапы, в течение которых начальная структура волокна и магнитное поле претерпевают значительные изменения.

СТЕПЕНЬ ОДНОРОДНОСТИ ДОСТОВЕРНОГО РЯДА ЧИСЕЛ ВОЛЬФА И ВОЗМОЖНОСТЬ

ДОЛГОСРОЧНОГО ПРОГНОЗА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

В.Н. Ишков, И.Г. Шибаев

ИЗМИРАН

Сравнение спектральных характеристик достоверного (18492006 гг.) и пронумерованного (17492006 гг.) рядов чисел Вольфа показало отличительный характер поведения “мгновенных” частот и огибающих на первом интервале от второго, причем увеличение длины ряда ведет к ухудшению разрешения значимых спектральных характеристик (обычно наоборот); отсутствию или существенному искажению “высокочастотной” части спектра. Исходя из характера спектра, сделано разбиение сигнала на пять спектральных интервалов, которые соответствуют следующим временным периодам в годах: [24 < T], [6.8 < T < 24], [4.26 < T < 6.8], [1.66 < T < 4.26], [T < 1.66]. Сумма рядов Р1 и Р2 отражает основные временные и амплитудные характеристики циклов. Ряд Р3 корректирует ветви роста и спада. Составляющая Р трансформирует гладкий рельеф циклов за счет квазидвухлеток и оценивает степень однородности (гладкость) достоверного ряда. Р5 – высокочастотный остаток, включающий годовую и 155 гармоники. Зависимость «мгновенной» частоты F[P4] от времени выделяет временной период до 1914 г., как менее гладкий, что связано с отработкой системы наблюдения и расширением сети наблюдений солнечных пятен. Данные с 1914 г. имеют более регулярный вид и возросшая гладкость характеристик сигнала, говорит об их однородности. Здесь присутствует ряд всплесков совпадающих с эпохами минимума. Можно отметить моменты времени 1919.4 г., 1951.6 г. и 1983.8 г. следующие через 32.2 года, т.е. через три цикла. Это показывает, что квазидвухлетки достаточно хорошо синхронизированы в областях перегиба на ветвях спада циклов 15, 18 и 21. В будущем подобный момент ложится на ветвь спада 24 цикла в 2016 году со значением числа Вольфа ~ 73. Подтверждение этого даст возможность говорить о некоторой закономерности генерации квазидвухлеток между циклами. Однородность параметров

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

циклов преобразованного ряда W1пр (Р1+Р2+Р3) можно использовать для построения модели четно-нечетной пары. Каждой из шести пар, после отображения на безразмерный временной интервал [1, +1], сопоставляется шаблон, т.е. строится аппроксимирующий полином. За модельное представление пары берётся среднее этих шаблонов после обратного отображения на 259 точек-месяцев (2·129.35). Для продолжения на внешнюю область компоненты Р1(W1) выбран синус, параметры которого находятся из максимума корреляции его с Р1 (при сканировании по частоте и фазе P1_sin). Период интерполирующего синуса ~ 150 лет, его минимум приходится на 13 цикл, а максимум на 20. Применяя к модельным циклам обратное преобразование, т.е. умножая на P1_sin/(Р1)ср можно строить качественный прогноз.

ПЛОТНОСТЬ СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ, УСКОРЕНИЕ ЧАСТИЦ И ОСОБЕННОСТИ

ГАММА-ИЗЛУЧЕНИЯ ОТ ВСПЫШКИ 20 ЯНВАРЯ 2005 г.

Е.В Троицкая1, И.В. Архангельская2, Л.И. Мирошниченко3,1, А.И. Архангельский НИИ ядерной физики им. Д.В. Скобельцына МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва;

Институт астрофизики Московского государственного инженерно-физического института (технического университета);

ИЗМИРАН им. Н.В. Пушкова, Троицк, Московской области Крупная солнечная вспышка класса X7.1/3B наблюдалась 20.01.2005 г. Гамма-излучение в линии 2.223 МэВ, возникающее в процессе захвате нейтронов ядрами окружающего водорода, было зарегистрировано на спутнике КОРОНАС-Ф прибором СОНГ посредством электронной аппаратуры АВС-Ф. В отличие от ранее успешно проведенного моделирования методом, созданным в НИИЯФ МГУ, временных профилей гамма-излучения в линии 2.223 МэВ от 4-х солнечных вспышек, временной профиль потока от вспышки 20.01.2005 г. не удается промоделировать в рамках использованных моделей плотности солнечной плазмы и сделанных предположениях о спектрах исходных ускоренных частиц и изотопном составе области генерации гамма-квантов. В настоящей работе делаются попытки объяснения различными способами необычного поведения потоков гамма-линии в рассматриваемом событии. В частности, большое внимание уделяется анализу возможностей объяснения феномена повышенным содержанием He в области формирования гамма-излучения по сравнению с обычно принимаемым значением (nHe/nH) = 2·10-5.

СРАВНИТЕЛЬНЫЙ АНАЛИЗ МАЗЕРНЫХ НЕУСТОЙЧИВОСТЕЙ В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ:

ВЛИЯНИЕ НЕОДНОРОДНОСТЕЙ ПЛАЗМЫ И МАГНИТНОГО ПОЛЯ

А.А. Кузнецов Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск, Россия Вспышечные магнитные петли в солнечной короне являются магнитными ловушками, в которых формируется распределение ускоренных электронов с конусом потерь. Подобное распределение неустойчиво по отношению к возбуждению плазменных колебаний, которые затем могут трансформироваться в радиоизлучение. Данный процесс считается одним из наиболее вероятных механизмов генерации различных видов солнечных радиовсплесков, в частности, широкополосных всплесков IV типа. В данной работе рассматривается генерация плазменных колебаний (вистлеров и верхнегибридных волн) электронным пучком с конусом потерь. Проанализированы необходимые условия возбуждения колебаний (порог неустойчивости). Показано, что в источниках всплесков IV типа должен формироваться квазистационарный режим генерации плазменных волн, когда их инкремент лишь незначительно превышает порог неустойчивости (функция распределения отличается от устойчивой не более чем на 10 -10 ). Доминирующая мода колебаний зависит, прежде всего, от параметров электронного пучка: генерация вистлеров более эффективна вблизи оснований магнитной петли (при значениях угла полураствора конуса потерь более 60°), в то время как на больших высотах доминирующей модой могут стать верхнегибридные волны. С другой стороны, при исследовании генерации верхнегибридных волн необходимо учитывать влияние неоднородностей плазмы и магнитного поля: данные неоднородности вызывают изменение волнового вектора плазменных волн и быстрый выход волн из резонанса с частицами.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

Показано, что даже относительно крупномасштабные неоднородности (порядка 100 тыс. км) могут существенно ограничить длительность усиления верхнегибридных волн, повысить порог неустойчивости и привести к смене доминирующей моды колебаний (генерация вистлеров практически не чувствительна к влиянию неоднородностей среды). Влияние мелкомасштабных неоднородностей (типа МГД-колебаний, с размером порядка сотен-тысяч км) может привести к формированию тонких спектральных и временных структур в динамическом спектре радиоизлучения.

ПОСТ-ЭРУПТИВНАЯ ФАЗА В НЕСТАЦИОНАРНОМ ЯВЛЕНИИ 25 ЯНВАРЯ 2007 ГОДА

ПО НАБЛЮДЕНИЯМ В МИКРОВОЛНОВОМ ДИАПАЗОНЕ НА РАТАН-

И.Ю. Григорьева, В.Н. Боровик, М.А. Лившиц, В.Е. Абрамов-Максимов, Л.В. Опейкина, В.М. Богод, А.Н. Коржавин, Главная Астрономическая Обсерватория РАН, С.-Петербург;

Институт Земного Магнетизма, Ионосферы и Распространения Радиоволн им. Пушкова, Троицк, Московская обл.;

Специальная Астрофизическая Обсерватория РАН, п. Ниж. Архыз, КЧР;

С.-Пб филиал Специальной Астрофизической Обсерватории РАН, С.-Петербург В ходе многоволновых наблюдений Солнца в диапазоне 1,8 – 5.0 см на радио телескопе РАТАН-600 в 7 азимутах с интервалом 35 минут было зарегистрировано микроволновое излучение развивающейся пост-эруптивной аркады в активном событии у восточного лимба января 2007г, которое состояло из широкомасштабного СМЕ и связанной с ним вспышки С6. (GOES) за лимбом. По данным РАТАН-600 в течение 3.5 часов над восточным лимбом наблюдался источник радиоизлучения, максимальное излучения которого отождествлялось с вершиной формирующейся аркады согласно Fe XII 195 изображениям Солнца (SOHO/EIT).

Исследована эволюция микроволнового излучения аркады. Интенсивность излучения оказалась высокой непосредственно после образования аркады, затем она заметно уменьшалась. Характер спектра микроволнового излучения (2-5 см) менялся со временем.

Через 30мин – 1 час после максимума вспышки преобладало тепловое излучение с небольшой добавкой нетепловой компоненты. В дальнейшем спектры свидетельствуют о преобладании нетеплового излучения. Развивающиеся нетепловые процессы в аркаде (наличие ускоренных частиц) подтверждают и данные наблюдений в метровом диапазоне волн (ИЗМИРАН, LEARMONTH), а также данные RHESSI и WIND. Результаты анализа события 25 января 2007г согласуется с моделью, в которой пост-эруптивная аркада формируется в горячем газовом облаке, которое возникает после СМЕ и импульсной фазы и движется вниз под влиянием потоков плазмы и ускоренных частиц, возникающих в расположенном выше токовом слое (области пересоединения).

СИМПАТИЧЕСКИЕ ВСПЛЕСКИ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ НА РАДИОГЕЛИОГРАФЕ НОБЕЯМА

Г.Б. Гельфрейх, В.Е. Абрамов-Максимов, К. Шибасаки Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН;

Nobeyama Solar Radio Observatory, Minamisaku, Nagano, Japan Представлены результаты наблюдений трех пар симпатических всплесков, наблюдавшихся на радиогелиографе Нобеяма 30 июня 2003 г. в активных областях NOAA 10396 и NOAA 10397, удаленных друг от друга более, чем на 90° по солнечной широте. Всплески в этих областях произошли с задержкой от 10 до 20 мин, что свидетельствует о величине скорости распространения возмущающего агента не менее 1000 км/сек. Три случая проявления симпатических событий в течение наблюдательной серии длительностью 8 часов убедительно показывают, что эти совпадения не случайны.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ДОЛГОЖИВУЩИЕ МЕЖПЯТЕННЫЕ МИКРОВОЛНОВЫЕ ИСТОЧНИКИ

И.А. Бакунина1, В.Ф. Мельников1, Е.Ю. Яркина ФГНУ «НИРФИ», ННГУ им. Лобачевского По данным с высоким пространственным разрешением, полученным на радиогелиографах ССРТ (5.7 ГГц) и NoRH (17 и 34 ГГц), исследовано 12 активных областей (АО). В девяти из них обнаружены долгоживущие источники с максимумом радиояркости в межпятенной области. В соответствии с их особенностями, источники можно отнести к 3 типам:

1. источники в активных областях, производящих мощные вспышки, появляющиеся на частотах 5.7 и 17 ГГц за 1-2 суток до вспышки и характеризующиеся смещением центра яркости в интенсивности по отношению к центрам яркости в поляризации;

2. источники в интенсивности, наблюдающиеся только на частоте 5.7 ГГц, существующие в течение всего времени прохождения АО по солнечному диску;

3. источники в интенсивности с низкой степенью поляризации (~ 1% на 17 ГГц), наблюдающиеся только на высоких частотах – 17 и 34 ГГц.

На основе исследованных свойств и характера эволюции этих радиоисточников обсуждаются возможные механизмы их возникновения. Особое внимание уделено источникам первого типа.

ДИНАМИКА РАСПРЕДЕЛЕНИЯ РАДИОЯРКОСТИ ВДОЛЬ ВСПЫШЕЧНОЙ ПЕТЛИ

В.Э. Резникова, В.Ф. Мельников, С.П. Горбиков, К. Шибасаки ФГНУ "НИРФИ;

НГАСУ;

NSRO По наблюдениям на радиогелиографе Нобеяма на частоте 34 ГГц с высоким пространственным разрешением (5 угл. сек) исследована динамика распределения радиояркости вдоль гигантской вспышечной петли в событии 24 августа 2002 г. Для каждого из суб-пиков многокомпонентного временного профиля этой вспышки обнаружена аналогичная динамика излучения: каждая новая инжекция нетепловых электронов (фаза роста и пик) связана с уярчением в основаниях (преимущественно южном); после максимума инжекции (фаза спада) излучение постепенно заполняет верхнюю часть петли, а источник в южном основании исчезает. Поскольку для данного лимбового события плоскость петли расположена почти перпендикулярно к лучу зрения, то угол зрения одинаков для всех частей петли и перераспределение яркостной температуры отражает перераспределение излучающих ускоренных электронов вдоль вспышечной петли. Модельные расчеты эволюции пространственного распределения электронов вдоль магнитной петли, сделанные на основе решения уравнения Фоккера-Планка, показывают, что отмеченную выше динамику яркости можно получить при следующих условиях: 1) в случае, если область ускорения расположена в южном основании; при этом питч-угловое распределение инжектированных электронов может быть любым; 2) в случае, если область ускорения расположена в вершине, а инжекция электронов идет вдоль силовых линий магнитного поля (“пучковое распределение”).

Установлено, что в течение всей вспышки микроволновый источник представлял собой единую петлеобразную структуру. Несмотря на многокомпонентный характер временного профиля излучения, не обнаружено никаких резких изменений положения оси петли. Вместе с тем, обнаружено, что в ходе вспышки (несколько минут) ширина петли выросла с 14 до 21 угл.сек, длина петли – с 80 до 110 угл. сек., а расстояние между основаниями увеличилось от 50 до 70 угл. сек. Эти факты могут свидетельствовать в пользу моделей вспышки, основанных на пересоединении силовых линий шлемовидной структуры магнитного поля над вспышечной петлей.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

СПЕКТРОМЕТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ NOAA

М.И. Дивлекеев Государственный астрономический институт им. П.К.Штернбега, МГУ В данном сообщении излагаются некоторые результаты наблюдений активной области (АО) NOAA 10655 в линиях избранных химических элементов, выполненные на Башенном солнечном телескопе АТБ-1 ГАИШ в Москве. В линии Ca II 8498 03 августа 2004 г.

обнаружено несколько случаев вспышечного увеличения излучения жгута магнитных трубок с током АО. По расщеплению Зеемана в линии Si I 10827 определено магнитное поле головного пятна АО на уровне фотосферы, которое равняется ~1200 гаусс. Исследованы профили некоторых линий Н I, Не I, Ti I, Si I, Sc I и Ca II в отдельных структурах АО. Например, в пятнах линии поглощения титана и скандия сильно усиливаются тогда, как водородные линии серии Пашена уменьшаются. Линия поглощения Не I 10830 в пятне усиливается незначительно и зависит от величины магнитного поля пятна, а в факелах растет сильно.

ИТОГИ НАБЛЮДЕНИЙ ОКОЛОСОЛНЕЧНОЙ СУБЛИМАЦИИ ЗА 1997 – 2006 годы Р.А. Гуляев ИЗМИРАН, Москва Завершены обработка и анализ результатов наблюдений резонансного свечения продуктов сублимации твердого вещества вблизи Солнца. Наблюдения проводились во время пяти полных солнечных затмений с 1997 по 2006 г. (почти полный цикл солнечной активности). Для наблюдений использовались интерферометрические установки с эталонами Фабри-Перо, настроенными на линии K Ca II и D Na I. Получены свидетельства крайней неоднородности распределения твердотельной составляющей межпланетной среды на близких (< 20 R ) расстояниях от Солнца. Частицы твердого вещества сконцентрированы в дискретных спорадических образованиях, которые могут быть связаны, например, с малыми кометами типа sungrazing.

ВАРИАЦИИ УФ ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА ПО ДАННЫМ НАБЛЮДЕНИЙ В ЛИНИИ

CAII-K ЗА ПЕРИОД 1907-2007 ГГ.

А.Г. Тлатов Кисловодская горная астрономическая станция ГАО РАН Представлен анализ данных синоптических наблюдений на спектрогелиографах в линии CaII-K мировой сети солнечных обсерваторий. В архив включены ежедневные данные наблюдений обсерватории Kodaikanal 1907-1999, Mount Wilson 1915-1985, Sacramento Peak 1963-2002 и др. Проведен анализ распределения площади, координат и яркости кальциевых факельных площадок, хромосферной сетки и эфемерных точек. Анализ включал процедуру калибровки изображений, основанный на учете интенсивности рассеянного света и определения характеристики фотопластинок. Обсуждается связь между активностью солнечных пятен, площадь факельных флоккул и интегрального потока УФ излучения.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

С Е К Ц И Я «ИОНОСФЕРА» УСТНЫЕ ДОКЛАДЫ

РОЛЬ ИОНОСФЕРЫ В ФОРМИРОВАНИИ ПОЛЯРИЗАЦИОННОГО ДЖЕТА

М.Г. Дёминов ИЗМИРАН, Троицк, Московская обл.

Представлены результаты анализа роли ионосферы в формировании поляризационного джета интенсивного направленного на запад дрейфа плазмы (от примерно 1 км/c до 45 км/c на высотах, где ионосферная плазма замагничена) в узкой полосе широт вблизи экваториальной границы диффузной авроры в предполуночные часы местного времени. Этот анализ основан на решении системы уравнений для электрического поля и ионосферной плазмы при заданном характере изменения потока высыпающихся электронов и эффективной проводимости магнитосферы. Смещение плазменного слоя к Земле, которое в модели задается изменением проводимости магнитосферы, приводит к формированию полосы дрейфа плазмы на запад, но скорость этого дрейфа меньше 1 км/с даже для оптимальных условий, если не учитывать изменение педерсеновской проводимости ионосферы. В предполуночные часы продольные токи в данной области направлены вниз в ионосферу. Эти токи приводят к уменьшению педерсеновской проводимости ионосферы и обеспечивают дополнительное увеличение скорости дрейфа плазмы в полосе до значений, характерных для поляризационного джета. Получено, что такое увеличение скорости дрейфа плазмы не приводит к изменению продольного тока, т.е. увеличение скорости дрейфа целиком обусловлено уменьшением педерсеновской проводимости ионосферы.

СЛОИСТАЯ СТРУКТУРА ДНЕВНОЙ ИОНОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ ПО ДАННЫМ

ДВУХЧАСТОТНОГО РАДИОПРОСВЕЧИВАНИЯ КОСМИЧЕСКИХ

АППАРАТОВ ВЕНЕРА-15, А.Л. Гаврик, Л.Н. Самознаев, Ю.А. Гаврик, М.В. Григорьевская ФИРЭ РАН, г.Фрязино, Московская обл., [email protected] К настоящему времени многочисленные миссии космических аппаратов провели более радиопросвечиваний ионосферы Венеры и исследовали основные физические механизмы ее формирования. Появление новых методов анализа данных радиопросвечивания явилось стимулом для восстановления цифровых записей когерентных радиосигналов со станций ВЕНЕРА-15,16. В результате восстановлены и обработаны с применением новых технологий данные 162 сеансов двухчастотного (32 см, 8 см) радиопросвечивания, проведенных в 19831984 гг. В докладе представлены следующие результаты. Предложена методика анализа радиозатменных данных, которая позволяет достоверно разделить влияние шума, ионосферной плазмы и нейтральной атмосферы на результаты радиопросвечивания, что обеспечивает возможность более точного исследования механизмов формирования ионосферы. Получены оценки параметров турбулентности верхней части ионосферы Венеры.

Показано, что в области главного максимума дневной ионосферы на высотах 150180 км наблюдаются значительные вариации градиентов электронной концентрации, свидетельствующие о слоистой структуре этой части ионосферы. Обнаружено, что в дневной ионосфере Венеры на высотах от 80 до 120 км существуют ионизованные слои, механизмы образования которых пока неизвестны. Положение нижней границы этой ионизованной области может варьировать в диапазоне 80100 км, а градиенты электронной концентрации могут меняться в несколько раз, т.е. нижняя часть ионосферы проявляет гораздо большую изменчивость, чем вышележащая область фотохимического равновесия.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ВАРИАЦИЙ ЭЛЕКТРОННОЙ КОНЦЕНТРАЦИИ В НИЖНЕЙ ИОНОСФЕРЕ

В ПЕРИОД МАКСИМУМА И МИНИМУМА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

ПО ДАННЫМ СПУТНИКОВ CHAMP И FORMOSAT

А.Г. Павельев1, Й. Викерт2, Й. Лиу3, С.С. Матюгов1, А.А. Павельев1, О.И. Яковлев Фрязинская часть Института радиотехники и электроники РАН;

GeoForschungZentrum Potsdam, Germany;

Center for Remote Sensing and Space Research (CSRSR), National Central University (NCU), Taiwan Перспективным методом глобального мониторинга нижней ионосферы является радиозатменное зондирование на трассах спутник-спутник. Анализ вариаций интенсивности радиозатменных сигналов выявил связь с вариациями индекса DST межпланетного поля и локальным временем. Получены карты сезонного, географического и временного распределения случаев с сильными вариациями амплитуды радиозатменных сигналов с высокими значениями индекса S4, наблюдавшимися в течение 20012004 гг., и солнечной активностью в период ее максимума. Из проведенного анализа следует, что сигналы навигационных спутников на транс-ионосферных трассах и, в частности, параметр S4, можно применять для глобального мониторинга влияния солнечной активности на ионосферу. Дан анализ параметров спорадических слоев экваториальной ионосферы по результатам затменного радиопросвечивания на трассах навигационные спутники GPS – спутник CHAMP в период солнечной вспышки в октябре-ноябре 2003 г. Исследованы вариации амплитуды и фазы сигналов при зондировании нижней ионосферы. Показано, что использование амплитудных и фазовых данных позволяет определять параметры спорадических ионосферных образований.

Приведены данные о частоте появления, высоте, толщине и интенсивности слоев ЕS в дневной и ночной экваториальной ионосфере в период максимума и минимума в последнем цикле солнечной активности.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ ВНУТРЕННИХ ГРАВИТАЦИОННЫХ ВОЛН ПО ИЗМЕРЕНИЯМ

ВЕРТИКАЛЬНОГО ПРОФИЛЯ ТЕМПЕРАТУРЫ ИЛИ ПЛОТНОСТИ В АТМОСФЕРЕ ЗЕМЛИ

В.Н. Губенко, А.Г. Павельев, В.Е. Андреев, Л.А. Луканина

ФИРЭ РАН

Внутренние гравитационные волны (ВГВ), как известно, оказывают воздействие на ионизацию в окружающей среде. Так, например, ветровые сдвиги в нейтральной атмосфере, индуцированные распространяющимися вверх волнами из стратосферы, могут перераспределять ионизированные частицы в области Е и приводить к образованию спорадических слоев, в которых обнаруживаются почти горизонтальные поверхности равных фаз, обусловленные компонентами длиннопериодных ВГВ. Для эффективного изучения влияния длиннопериодных волн на процессы, протекающие в нижней ионосфере Земли, необходимо знание ключевого параметра гравитационных волн – внутренней частоты (частота, измеряемая наблюдателем в системе отсчета, которая перемещается вместе с течением нулевого порядка). С этой целью мы провели анализ флуктуаций нормированной температуры в стратосфере Земли, полученных по радиозатменным данным. Сформулирован критерий положительной идентификации ВГВ, в случае выполнения которого наблюдаемые флуктуации могут рассматриваться как волновые проявления. Предлагается аналитическая методика нахождения внутренней частоты ВГВ и других волновых параметров, основанная на сравнении экспериментальной и теоретической величины относительного амплитудного порога, который определяется как волновая амплитуда, необходимая для возникновения динамической неустойчивости в атмосфере. В том случае, если анализируемые флуктуации положительно идентифицируются как волновые проявления, внутренняя частота монохроматической ВГВ может быть определена путем использования измерения всего одного вертикального профиля температуры или плотности. Представлены результаты определения других волновых характеристик. Практическое применение предлагаемого метода демонстрируется на примере использования радиозатменных профилей температуры, измеренных при помощи КА GPS/FORMOSAT в стратосфере Земли. Для экспериментальной проверки эффективности предлагаемой методики были использованы результаты одновременных измерений температуры и скорости ветра в высокоточном баллонном эксперименте. Используя только

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

экспериментальные данные о температуре, мы реконструировали все волновые параметры.

Сравнение наблюдаемых и реконструируемых волновых параметров показывает хорошее соответствие между ними. Мы считаем, что предложенный метод может иметь широкое применение для анализа вертикальных профилей температуры или плотности, измеренных другими способами.

Работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ, проект № 07-02-00738.

ВЛИЯНИЕ ЭЛЕКТРОННО-ВОЗБУЖДЕННЫХ МОЛЕКУЛ НА КОЛЕБАТЕЛЬНУЮ

КИНЕТИКУ N2 И O2 В ПОЛЯРНОЙ ИОНОСФЕРЕ

А.С. Кириллов

ПГИ РАН

На основании квантово-химических приближений был проведен расчет коэффициентов скоростей колебательного возбуждения для N2 и О2 в основном состоянии в процессах гашения электронного возбуждения этих молекул. Показано, что спонтанные излучательные и столкновительные процессы для электронно-возбужденных N2 и О2 играют важную роль в колебательной кинетике этих молекул на высотах авроральной ионосферы. Указано на принципиальное различие колебательного возбуждения молекул N2 и О2 в столкновительных процессах. Межмолекулярные и внутримолекулярные переносы электронного возбуждения вызывают колебательное возбуждение N2 главным образом на нижних уровнях основного Х состояния и возбуждение О2 в нескольких группах колебательных уровней Х3 состояния. Также специальное внимание уделено вкладу реакции метастабильного молекулярного азота N2(A3) с О2 в колебательной кинетике молекул N2 на высотах авроральной ионосферы.

ВОЗБУЖДЕНИЕ АЛЬВЕНОВСКИХ ВИХРЕЙ В ИОНОСФЕРЕ ПОД ДЕЙСТВИЕМ

МАГНИТОСФЕРНОЙ КОНВЕКЦИИ

А.А. Любчич1, И.В. Дэспирак1, В.Ю. Трахтенгерц Полярный геофизический институт КНЦ РАН, Апатиты, Россия Институт прикладной физики РАН, Нижний Новгород, Россия Анализируются условия возбуждения УНЧ волн в ионосферном альвеновском резонаторе (ИАР) с учетом неоднородного по высоте профиля скорости магнитосферной конвекции, формирующегося в результате взаимодействия конвективного потока с нейтральной атмосферой на высотах 90-150 км. УНЧ волны включают косые альвеновские волны, захваченные в ИАР, и ионосферные дрейфовые волны, находящиеся в резонансе друг с другом. Вместе эти волны формируют резко анизотропные замкнутые токовые петли с масштабом вдоль магнитного поля много большим поперечного и могут рассматриваться как альвеновские вихри. Анализ проведен в модели ионосферы, близкой к реальной, без использования дополнительных ограничений на величину инкремента, частоту волны и ее ориентацию, а также на значения таких параметров задачи, как скорость конвекции, частота столкновений ионов с нейтралами на нижней границе резонатора, отношение плотностей в магнитосфере и в максимуме F-слоя ионосферы, альвеновская скорость в максимуме F-слоя.

Найден порог возбуждения по скорости конвекции и по высоте нижней кромки ионосферы и определены оптимальные условия для развития неустойчивости. Выполнены численные оценки, позволяющие провести экспериментальную проверку теории турбулентного альвеновского погранслоя (ТАПС).

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА С ПЛАЗМЕННЫМИ ОБОЛОЧКАМИ

НЕМАГНИТНЫХ ПЛАНЕТ – ВЕНЕРЫ И МАРСА

Т.К. Бреус Институт космических исследований РАН, ул. Профсоюзная 84/32, 117997 Москва, Россия; [email protected] Взаимодействие солнечного ветра (СВ) с оболочками немагнитных планет подобно, но не идентично взаимодействию с кометами. Планетные атмосферы и ионосферы образуют определяющую часть препятствия потоку набегающего СВ, однако они не определяют баланс давлений в области взаимодействия на верхних границах конкретных ионосфер. Солнечный ветер, проникая в область переходного слоя, образует различного рода плазменные границы, а межпланетное магнитное поле (ММП) образует крупномасштабный магнитный пояс (у Венеры) и мелкомасштабные магнитные «жгуты» в глубине ионосфер Марса и Венеры. Открытие магнитных аномалий у Марса сделало картину взаимодействия с СВ для этой планеты еще более сложной, поскольку она дополнилась существованием крупномасштабных и мелкомасштабных мини-магнитосфер в областях магнитных аномалий, границы которых образуют воронки, типа земных каспов, куда может проникать СВ, и где происходит пересоединение магнитных силовых линий ММП и магнитных аномалий, ионизация и разогрев атмосферы и ионосферы, свечения типа земных полярных сияний, ускорения частиц и выброс вещества атмосферы из магнитосферы Марса- атмосферные потери. Проблемы механизмов всех этих процессов, включая пересоединение в столкновительной плазме, механизмы формирования магнитных жгутов, вариации положения границ и образование эффективного препятствия СВ за счет обтекания магнитного барьера, нагребенного с дневной стороны планет, будут обсуждены в докладе с позиций современных экспериментальных результатов, полученных на аппаратах Марс-Глобал Сурвеор, Марс –Экспресс и Венера – Экспресс.

ГЛОБАЛЬНЫЙ ОТКЛИК ВЕРХНЕЙ ИОНОСФЕРЫ НА ВОЗДЕЙСТВИЕ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА

А.Т. Карпачев

ИЗМИРАН

Построена наиболее полная картина глобального отклика верхней ионосферы на воздействие солнечного ветра на примере магнитной бури 22 марта 1979 г. Для этого использованы данные ИСЗ «Космос-900» и «Интеркосмос-19», данные наземного зондирования, а также результаты предыдущих исследований возмущенных вариаций магнитосферы и ионосферы для этого события. Это позволило проследить динамику всех основных элементов структуры ионосферы (дневного каспа, экваториальной границы авроральных высыпаний, ионосферных провалов и экваториальной аномалии), а также глобальные возмущенные вариации Ne и Те, связанные с этой динамикой. Построенная картина хорошо согласуется с существующей парадигмой ионосферной бури и дополняет ее новыми чертами. В частности, показана принципиальная возможность отслеживать вариации структуры экваториальной аномалии по вариациям Те. Разделены главный и кольцевой ионосферные провалы. Построена планетарная картина ионосферных эффектов ВГВ, в рамках которой выявлена роль дневного каспа в генерации ВГВ. Проведено разделение эффектов ВГВ, электрического магнитосферного поля и поля “fast ionospheric dynamo” на вариации ионосферы. Рассмотрены квазиволновые и квазистационарные эффекты нейтрального ветра.

Изучена специфика отклика ионосферы в зависимости от местного времени.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ОБНАРУЖЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК ПО СПЕКТРАЛЬНЫМ ХАРАКТЕРИСТИКАМ

ЭЛЕКТРОМАГНИТНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В ДИАПАЗОНЕ ШУМАНОВСКИХ РЕЗОНАНСОВ

А.Г. Колесник, С.А. Колесник, А.А. Деревянных Томский государственный университет В данной работе представляется новый метод регистрации солнечных вспышек, основанный на исследовании характеристик электромагнитного фона КНЧ-диапазона. Было установлено, что даже во время слабых солнечных вспышек в параметрах шумановского резонатора (частота, амплитуда) наблюдаются значительные изменения. Эти изменения связаны с тем, что в момент солнечной вспышки увеличиваются потоки рентгеновского и ультрафиолетового излучения, которые изменяют концентрацию заряженных частиц в нижней ионосфере и, таким образом, меняются диэлектрические свойства резонатора. Вследствие этого происходит изменение параметров резонатора Земля-ионосфера (собственных частот и амплитуд). Показано, что изменения спектральных характеристик электромагнитного излучения в диапазоне шумановских резонансов зависят не столько от силы вспышки, сколько от времени суток, в которое она произошла, и от места расположения основного источника электромагнитного излучения и приемного комплекса в момент вспышки.Преимуществами данного метода является малая стоимость оборудования, возможность автоматизации процесса обнаружения, а также возможность регистрации на поверхности Земли солнечных вспышек в любое время суток, не только днем, но даже и ночью. Полученные данные по солнечным вспышкам могут быть применены для прогноза магнитных бурь.

С Е К Ц И Я «ИОНОСФЕРА» СТЕНДОВЫЕ ДОКЛАДЫ

ОЦЕНКА ВЛИЯНИЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА НА ЭЛЕКТРОННОЕ СОДЕРЖАНИЕ

В ИОНОСФЕРЕ И ПЛАЗМОСФЕРЕ

Т.Л. Гуляева1, И. Станиславска ИЗМИРАН, 142190 Троицк, Московская область Центр космических исследований, Варшава, Польша В подтверждение гипотезы о вкладе солнечного ветра в ионизацию ионосферы (C. Lal, JATP, 57(1), 45-49, 1995) проанализированы мировые карты полного электронного содержания в ионосфере и плазмосфере, GPS-TEC, за 1999-2006 гг. Анализ изменений интенсивности кольцевого тока на расстоянии нескольких земных радиусов по геомагнитному Dst индексу за те же годы показал усиление сезонного фактора в равноденствие по сравнению с июньским солнцестоянием более, чем на 100%. В то же время сезонная изменчивость электронного содержания составляет около 15%. Эти оценки приемлемо объясняют соответствующий вклад солнечного ветра в изменчивость плазмы на высотах ниже 3х земных радиусов (до высот 20 000 км на орбите навигационных спутников) по сравнению с магнитосферой.

Харитонов А.Л. и др., НЕТ ТЕЗИСОВ

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

УСЛОВИЯ ГЕНЕРАЦИИ ИОНОСФЕРНЫХ СЦИНТИЛЛЯЦИЙ НА ЭКВАТОРЕ

Л.З. Бикташ

ИЗМИРАН

Проведен анализ условий в межпланетном пространстве, Kp, Dst, AU и AL индексов, которые характеризуют вклад различных магнитосферных и ионосферных токов в Н – компоненту магнитного поля Земли с целью выявления эффективного механизма генерации ионосферных неоднородностей, ответственных за генерацию экваториальных сцинтилляций. Согласно общепринятым выводам (критерий Ааронса), Dst-индекс является наиболее приемлемым индексом, который позволяет предсказывать около 70% сцинтилляций на экваторе и считается, что кольцевой ток играет основную роль в генерации экваториальных неоднородностей, ответственных за сцинтилляции. Исследованы условия появления в ионосфере мелкомасштабных ионосферных неоднородностей на экваторе, которые проявляются как Fрассеяние на ионограммах, повороты дрейфовых скоростей, сцинтилляции (быстрые колебания фазы и интенсивности радиосигнала, проходящего через ионосферу) и т.д. и являются причиной нарушения радиосвязи. Показано, что магнитосферный кольцевой ток не влияет непосредственно на формирование экваториальных неоднородностей. Более того, возникают трудности при рассмотрении взаимосвязи кольцевого тока, вариаций высоты экваториальной ионосферы и экваториальных сцинтилляций.

Впервые показано, что наилучшим параметром для предсказания сцинтилляций является Bz компонента ММП, которая заблаговременно позволяет выявить запрещенное время появления сцинтилляций и время их активации. Предложена модель магнитосферноионосферного взаимодействия посредством токов вдоль силовых линий, объясняющая генерацию экваториальных сцинтилляций.

ВОЛНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ В ГЛАВНОМ ИОНОСФЕРНОМ ПРОВАЛЕ В ОБЛАСТИ

ТЕРМИНАТОРА ПО ДАННЫМ СПУТНИКА «АПЭКС»

Н.И. Ижовкина, И.С. Прутенский, С.А. Пулинец, З. Клос, Х. Роткель Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, г.Троицк, Московская обл.

Space Research Center, CBK PAN, Bartycka, 18 a, 00-716, Warsaw Poland Представлены данные измерений широкополосного волнового излучения в главном ионосферном провале в субавроральной зоне верхней ионосферы в области терминатора день-ночь (спутниковый эксперимент АПЭКС). Показано, что наблюдавшееся ослабление электростатического излучения в широкой полосе частот и флуктуации (вариации) частоты обрезания спектра электростатических мод на уровне локальной плазменной или верхнегибридной частоты связаны с нагревом плазмы в ионосферном провале затухающими электростатическими колебаниями. При распространении гравитационно-теплового возмущения от терминатора возможно образование волноводных каналов для распространения электромагнитных волн свистового диапазона, наблюдавшихся на спутнике.

ВЗАИМОДЕЙСТВИЕ ИОНОСФЕРЫ И ОБЛАКОВ НЕЙТРАЛЬНОГО ГАЗА

С.А. Ишанов, Л.В. Зинин Российский государственный университет им. И. Канта Во многих экспериментах активного типа осуществляется выпуск нейтрального газа в верхнюю атмосферу. В качестве примера можно указать эксперименты по генерации МГД волн, запуски мощных космических ракет. При анализе изменений ионосферы в результате выпуска нейтрального газа возникает ряд проблем динамики нейтрального и ионизированного газа. После того как нейтральный газ инжектирован в разреженную верхнюю атмосферу, он подвергается воздействию процессов конденсации, столкновительного нагрева, химических

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

реакций и диффузионного переноса. Области, где наблюдается модификация плазмы, определяются химическими процессами, градиентными неустойчивостями жидкостного типа, амбиполярной диффузией. Цель данной работы – построение модели динамики облака водорода, выброшенного в верхнюю атмосферу на разных высотах и в разных количествах.

Моделирование ведется на основе численного решения системы уравнения непрерывности, движения и энергии для ионов и электронов околоземной плазмы, дополненной уравнениями диффузии для водородосодержащих компонентов. Начальное распределение молекулярного водорода в облаке задается в форма Гаусса с характерным размером R0. Поскольку все рассмотрение проводится для области высот более 200 км, то учитывается только диффузия водорода в атомарном кислороде с учетом фотохимических процессов. Параметры верхней атмосферы рассчитываются согласно модели MSIS. Полученные таким образом результаты моделирования позволят сделать вывод о степени воздействия указанных выпусков на электронную концентрацию в области главного ионосферного максимума, выяснить роль диффузных и фотохимических процессов на разных стадиях эволюции облака водорода.

ЭКСПЕРИМЕНТ ПО НАБЛЮДЕНИЮ ЭЛЕКТРОМАГНИТНЫХ И ПЛАЗМЕННЫХ ПАРАМЕТРОВ

КОСМИЧЕСКОЙ ПОГОДЫ НА БОРТУ РОССИЙСКОГО СЕГМЕНТА МЕЖДУНАРОДНОЙ

КОСМИЧЕСКОЙ СТАНЦИИ

С.И. Климов, В.И. Грушин, Д.И. Новиков Институт космических исследований (ИКИ) РАН, Профсоюзная 84/32, 117997, Москва, Россия Развитие динамических процессов в магнитосфере и ионосфере приводит к появлению ряда электромагнитных явлений, которые могут быть следствием изменений космической погоды. Для реализации наблюдения этих процессов на борту Российского сегмента Международной космической станции (РС МКС) запланирована установка плазменно-волнового комплекса (ПВК) для реализации эксперимента "Обстановка 1-ый этап" [1]. Эксперимент "Обстановка 1-ый этап" будет проводиться с целью получения базы данных электромагнитных полей и плазменно-волновых процессов, происходящих в приповерхностной зоне (ППЗ) МКС для мониторинга плазменных процессов в околоземном пространстве (ОЗП), включая процессы искусственного происхождения. В ноябре 2007 в ИКИ РАН закончены испытания технологического образца ПВК. В 2008 будут проведены в РКК "Энергия" на стенде РС МКС испытания технологического образца ПВК. Реализация эксперимента на борту РС МКС запланирована на первую половину 2009. Каждый космический эксперимент дает наилучшие результаты, когда он сопровождается скоординированными наземными наблюдениями.

Разработка скоординированной программы наземных наблюдений, сопровождающей эксперимент "Обстановка 1-ый этап", началась в 2005. На встрече членов стран Региональной сети Балкан, Черного моря и Каспийского моря по программе МГГ (http://www.stil.bas.bg/IHY/) также было рекомендовано организовать скоординированные наземные наблюдения.

Эксперимент "Обстановка1-ый этап" включен в Программу космического образования, осуществляемую на РС МКС, и был представлен на встрече группы EOEM. В образовательных целях часть физических параметров, измеренных ПВК, будет передаваться в российские и зарубежные школы, оборудованные радиолюбительскими станциями [2].

1. http://www.esa-spaceweather.net/spweather/workshops/spw_w5/abs/klimov_plasma.pdf.

2. Klimov, S.I., et al., Aerospace education program realization by means of the micro-satellite.

Acta Astronautica, Volume 56, Issues 1-2, p. 301-306, 2005.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ВАРИАЦИИ СПЕКТРАЛЬНЫХ ХАРАКТЕРИСТИК ЭЛЕКТРОМАГНИТНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В

ДИАПАЗОНЕ АЛЬВЕНОВСКОГО РЕЗОНАТОРА

А.Г. Колесник, С.А. Колесник, А.А. Колмаков Томский государственный университет Проблема исследования спектральных характеристик ионосферного альвеновского резонатора, поднятая С.В. Поляковым, в настоящее время пользуется большой актуальностью.

Исследования механизмов формирования спектральных характеристик электромагнитных излучений в диапазоне альвеновского резонатора имеют не только фундаментальное значение с позиций геофизики и радиофизики, но и прикладное применение в рамках электромагнитной экологии, биофизики и т.п. Однако, несмотря на безусловную актуальность данной проблематики на лицо явный недостаток экспериментальных работ посвященных этому вопросу.В настоящей работе представлены результаты многолетнего непрерывного мониторинга по регистрации вертикальной электрической компоненты электромагнитного фона в г. Томске. Проведен анализ спектральных характеристик электромагнитных излучений в диапазоне альвеновского резонатора (в частотной полосе до 7 Герц). Получены экспериментальные оценки сезонно-суточных вариаций спектральных параметров электромагнитного излучения в 11 летнем цикле солнечной активности (с 1997 по 2007 гг).

Установлено наличие характерного сезонного хода значений резонансных частот (максимальные значения значений резонансных частот наблюдаются в зимний период). Вид распределений смеси «сигнал-шум» имеет сезонную зависимость. В зимние месяцы вид распределения смеси «сигнал–шума» близок к экспоненциальному закону распределения. В летние месяцы вид распределения близок к нормальному закону. В весенний и осенний периоды распределения принимают промежуточный вид, который описывается законом распределения Райса.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

С Е К Ц И Я «СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР, ГЕЛИОСФЕРА

И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ» УСТНЫЕ ДОКЛАДЫ

ГОРЯЧАЯ ПЛАЗМА В СКОПЛЕНИЯХ ГАЛАКТИК

Е. М. Чуразов

ИКИ РАН

Самые массивные объекты во Вселенной - скопления галактик - на 10-15% находится почти в состоянии гидростатического равновесия, нарушаемого выбросами пузырей релятивистской плазмы сверхмассивными черными дырами. В докладе обсуждается, что мы знаем о плазме скоплений и что надеемся узнать в ближайшем будущем.

НЕКОТОРЫЕ ПРОБЛЕМЫ ПРЕЛОМЛЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ УДАРНЫХ ВОЛН В

МАГНИТНЫЕОБЛАКА СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА И В МАГНИТОСФЕРУ ЗЕМЛИ

С.А. Гриб ГАО РАН, Пулково, Санкт-Петербург, 196140, Россия; [email protected] В рамках решения МГД задачи Римана-Кочина изучается столкновение солнечных быстрых ударных волн с магнитными облаками и с магнитосферой Земли. Демонстрируется физическая аналогия взаимодействия бегущих волн с границами, представляемыми в виде тангенциальных разрывов. Из решения задачи следует, что во всех случаях преломлённые внутрь облака и внутрь магнитосферы Земли внутренние волны являются быстрыми ударными волнами, и их затухание может описываться обобщённым законом Крюссара-Ландау при малом плазменном параметре давления. Указывается на возможность возникновения преломлённой медленной ударной волны при наклонном столкновении солнечной быстрой ударной волны с границей облака или с магнитопаузой. Такая внутренняя волна будет влиять на конфигурацию облака, уменьшая его поперечное сечение, в случае же преломления в магнитосферу она может послужить источником обратного или отрицательного внезапного геомагнитного импульса.

Полученные теоретические расчёты подтверждаются рядом непосредственных наблюдений, проведённых с помощью космических аппаратов в потоке солнечного ветра и внутри магнитосферы Земли. Работа осуществлялась по плану программы ОФН-16.

СОЛИТОННАЯ ПРИРОДА ГЕЛИОСФЕРНОЙ БУРИ

В.И. Козлов Институт космофизических исследований и аэрономии им. Ю.Г.Шафера СО РАН, г. Якутск, [email protected] Считается общепринятым связывать структуру серийного или многоступенчатого эффекта Форбуша с последовательностью конкретных событий в источнике на Солнце (рентгеновские вспышки и т.д.). Тем не менее, удовлетворительных результатов подобного сопоставления так и не было получено. Несостоятельность попыток установления взаимнооднозначного соответствия между структурой многоступенчатого эффекта Форбуша и последовательностью конкретных событий в источнике на Солнце связана, очевидно, с тем обстоятельством, что гелиосферный токовый слой (ГТС) обладает собственной «передаточной функцией» и, причем, явно нелинейной. По исследованию индекса мерцаний космических лучей выявлена эволюция

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

структуры гелиосферного токового слоя: от второй гармоники 27-дневной вариации с известным периодом 13-14 сут, обусловленной вероятно квадрупольной компонентой гелиосферного поля к квазинедельной вариации во время гелиосферной бури.

Солитоноподобный характер (в конфигурационном пространстве амплитуда-время-частота) квазинедельной вариации ГТС выявлен нами в большинстве экстремальных событий, притом, не только в текущем цикле солнечной активности. Наблюдается лишь некоторый дрейф периода доминирующей гармоники по шкале частот или периодов вариаций: T=5±2 сут.

Заметим, что расшифровка не совсем ясного обычно используемого термина «мультипольной компоненты» структуры ГТС в экстремально возмущенный период как квазинедельной вариации или «солитона огибающей», оказалась возможной благодаря индексу мерцаний космических лучей.

КРУПНОМАСШТАБНЫЕ ЯВЛЕНИЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В ПЕРИОД 1976 – 2000 гг.

Ю.И. Ермолаев, Н.С. Николаева, И.Г. Лодкина, М.И. Ермолаев Институт Космических Исследований РАН, Москва; [email protected] На основании данных из базы OMNI была проведена привязка всех интервалов времени, для которых имелся полный набор измерений в период 1976-2000, к конкретным типам солнечного ветра. На основании опубликованных работ и нашего опыта были выбраны следующие крупно-масштабные типы течений солнечного ветра, подлежащие идентификации:

квази-стационарные (1. гелиосферный токовый слой, 2. медленные течения, 3. быстрые течения ), возмущенные: (сжатая плазма (4. на фронте быстрого и медленного течений – CIR и 9. перед передним фронтом поршня – sheath), 5. поршень (магнитные облака – МС, и эжекты – ejecta), 6. разреженная плазма (на фронте медленного и быстрого течений СВ)), а также 7.

межпланетная ударная волна и 8. обратная межпланетная ударная волна. На основе анализа имеющихся видов и методик классификации и идентификации типов течений солнечного ветра был выбран наиболее оптимальный метод. Для временного интервала 1976-2000 годов на основании базы данных OMNI были рассчитаны некоторые дополнительные параметры, которые необходимы для идентификации, и они были включены в нашу базу данных (см.

ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni/). Для каждого типа течения были выбраны характерные параметры с порогами, а также веса, характеризующие важность данного параметра для идентификации типа течения. Идентификация типов течений солнечного ветра была выполнена для интервала 1976-2000гг., и проведена визуализация (см. ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni/). На основании данного каталога были получены некоторые результаты, приведенные в публикациях на сайте http://www.iki.rssi.ru./people/yyermol_inf.html. В частности показано, что хотя наименьшие значения Bz компоненты ММП наблюдаются в МС, наименьшие значения Dst индекса достигаются в Sheath. Таким образом, наибольшие магнитные бури в среднем возбуждаются во время Sheath, а не во время тела МС, возможно, за счет более высокого давления и его вариаций в Sheath.

ДИАГНОСТИКА КОМПОНЕНТ ПОТОКА СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА И ИХ ИСТОЧНИКОВ В

СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ

Н.А. Лотова, К.В. Владимирский, В.Н. Обридко Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Пушкова РАН, 142190, Троицк, Московская обл., Россия;

Физический институт им. П.Н.Лебедева РАН, 117924, Москва, Ленинский просп. Процессы формирования солнечного ветра изучаются новыми методами, разработанными в последние годы. Их основу составляют эксперименты по массовому зондированию межпланетной плазмы вблизи Солнца, на радиальных расстояниях R !~ 2,5-70 Rs: г.Пущино, РАО РАН, радиотелескопы ДКР1000 и РТ22, а также расчеты магнитных полей в солнечной короне: напряженности и структуры по измерениям магнитного поля на поверхности Солнца, Солнечная обсерватория Дж. Вилкокса, США. Данные экспериментов по массовому зондированию околосолнечной плазмы позволяют локализовать в пространстве положение внутренней, ближайшей к Солнцу, границы переходной трансзвуковой области солнечного

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ветра, Rin. Метод диагностики компонент солнечного ветра и их источников в солнечной короне основан на корреляционном анализе зависимости расположения границы трансзвуковой области Rin от напряженности магнитного поля |BR| на поверхности источника R = 2.5 Rs. В результате установлена взаимосвязь между структурой магнитного поля в короне и ее продолжением в межпланетное пространство. Показано, что струйная структура солнечного ветра является непосредственным продолжением структуры солнечной короны.

Разработанные методы взаимосвязанного изучения структуры солнечной короны и солнечного ветра использованы в изучении эволюции структуры потока солнечного ветра в период 20002006 гг. Получены уникальные данные об эволюции типов потока в ходе солнечного цикла.

ТРАССЕРЫ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ПО НАБЛЮДЕНИЯМ В БЕЛОМ СВЕТЕ НА LASCO SOHO

Г.А. Порфирьева, Г.В. Якунина, А.Б. Делоне Государственный Астрономический институт им. П.К. Штернберга (ГАИШ, МГУ); [email protected] Представлен краткий обзор результатов наблюдений скоростей истечения сгустков плазмы из области пояса стримеров на Солнце. Вещество, выбрасываемое из касповых структур стримеров, является одной из составляющих медленного солнечного ветра (СВ). Наблюдения динамических характеристик образований плазмы с повышенной плотностью, полученные на коронографах С2 и С3 LASCO SOHO на расстояниях (2–30) Rsun (от центра диска Солнца), обнаруживают ускорения до нескольких м с-2. Скорости вытекающего вещества увеличиваются от (0–100) км с-1 до (250–400) км с-1 на расстояниях порядка 25 Rsun.

Обсуждаются возможные механизмы возникновения этих сгустков плазмы. Облака плазмы вытянутой формы длиной до 1 Rsun и поперечных сечениях ~ 0,1 Rsun в силу своей повышенной плотности могут наблюдаться на фоне окружающей короны Солнца и служить трассерами СВ на близких к Солнцу расстояниях. Используются данные из научных публикаций и Интернета.

СТРУКТУРА И ДИНАМИКА КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАСС В ПЕРИОД 1995-2002 ГГ.

ПО ДАННЫМ ЭКСПЕРИМЕНТОВ РАДИОЗОНДИРОВАНИЯ

А.И. Ефимов, Н.А. Арманд, Л.А. Луканина, Л.Н. Самознаев, В.К. Рудаш, И.В. Чашей ФИРЭ РАН;

ПРАО ФИАН

Выполнено сопоставление материалов одновременных исследований солнечного ветра в областях его ускорения и установившегося течения в период функционирования космических аппаратов (КА) GALILEO (спутник Юпитера) и WIND (спутник Земли). Изучение солнечного ветра в области его ускорения (гелиоцентрические расстояния 16-30 радиусов Солнца Rs) осуществлено методом радиозондирования при движении КА GALILEO за диском Солнца.

Характеристики потоков плазмы вблизи орбиты Земли определялись с помощью приборов, установленных на борту КА WIND.

Периоды одновременных измерений представлены в Таблице 1.

Установлено, что в 20-30% случаев характеристики зондирующих солнечный ветер сигналов КА GALILEO существенно отличаются от средних характеристик:

- интенсивность флуктуаций частоты в 3-5 раз превышает величины, соответствующие невозмущенному солнечному ветру;

- спектральный индекс спектров частотных флуктуаций значительно выше аналогичной величины для спектра Колмогорова (сверхколмогоровская турбулетность);

- скорость движения потоков возмущенной плазмы превышает скорость фонового солнечного ветра. Эти специфические эффекты, регистрируемые на близких к Солнцу расстояниях (16-

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

солнечных радиусов Rs), с вероятностью 80-90% и с запаздыванием на 2…4 суток проявляются в околоземном космическом пространстве в виде возмущенных плазменных структур с чрезвычайно высокой (в 5-30 раз превышающей фоновую) концентрацией заряженных частиц и повышенной скоростью движения. При реализации техники непрерывного мониторинга зондирующих солнечный ветер радиосигналов может быть обеспечено прогнозирование экстремальных эффектов в околоземном космическом пространстве с опережением на 2- суток. Работа выполнена при финансовой поддержке Программы фундаментальных исследований ОФН РАН "Плазменные процессы в Солнечной системе".

РЕГУЛЯРНОЕ И СЛУЧАЙНОЕ ВЛИЯНИЕ ВОЛНОВОГО И КОРПУСКУЛЯРНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ

СОЛНЦА НА ГЕОМАГНИТНУЮ АКТИВНОСТЬ

А.Е. Левитин, Л.И. Громова, Л.А. Дремухина

ИЗМИРАН

Геомагнитная активность, создаваемая магнитосферными и магнитосферно-ионосферными токовыми системами, контролируется, в первую очередь, солнечным корпускулярным и солнечным волновым излучениями. Волновое излучение определяет проводимость ионосферы, а корпускулярное – энергетику токовых систем и высыпание частиц, вызывающее также изменение ионосферной проводимости. Временная динамика интенсивности этих излучений содержит в себе регулярную и случайную составляющие. Регулярная составляющая – это временное изменение солнечного излучения в цикле солнечной активности и достаточно устойчивая зависимость геомагнитной активности от параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП). Эта составляющая вызывает циклические вариации в долговременных геомагнитных данных обсерваторий. Такие вариации продемонстрированы на данных обсерватории ИЗМИРАН за 1946–2006 гг. Приведены оценки их вклада в скорость изменения геомагнитного диполя, которое принято определять по изменению среднегодовых амплитуд компонент вектора магнитного поля Земли. Если учесть эти вариации, связанные с внешним источником, то современная оценка убывания Главного магнитного поля будет значительно меньше. К случайной составляющей геомагнитной активности относятся наиболее сильные геомагнитные возмущения. Для того, чтобы они происходили, необходимо: появление выброса солнечного вещества в конкретной области Солнца; попадание этого выброса по земной магнитосфере; наличие в выбросе отрицательной вертикальной (Bz < 0) компоненты вектора ММП; прохождение Земли именно через ту область выброса, где такое поле содержится. Представлены расчеты возможной зависимости длительности фаз магнитных бурь и их амплитудных характеристик от траектории прохождения Земли через плазменный выброс, содержащий модельное магнитное поле. Продемонстрировано, что одно и тоже магнитное облако может вызывать магнитные бури разной продолжительности и интенсивности или вовсе не генерировать бурю при взаимодействии с магнитосферой.

ВАРИАЦИИ ПОТОКА И ИЗОТОПНОГО СОСТАВА ГЕЛИЯ ДРЕВНЕГО (МИЛЛИОНЫ ЛЕТ)

СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА (ПО КОЛОНКЕ ЛУННОГО ГРУНТА)

Г.С. Ануфриев Физико-технический институт им. А.Ф.Иоффе РАН. Санкт-Петербург Исследован изотопный состав и концентрация в 9 образцах тонкой фракции ( до P / B 1000 км/с). Бимлеты являются результатом неадиабатического ускорения плазмы в дальних областях токового слоя геомагнитного хвоста. Двигаясь затем к Земле, они вносят вклад в транспорт энергии и импульса плазмы из дальних областей хвоста во внутреннюю магнитосферу. Спутниковые наблюдения показали, что при прохождении высокоскоростного ионного пучка вдоль высокоширотной границы ППС наблюдается

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ