«КОНФЕРЕНЦИЯ ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ 1720 ФЕВРАЛЯ 2009 Г., ИКИ РАН СБОРНИК ТЕЗИСОВ г. Москва ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ 2 К о н ф е р е н ц и я Физика плазмы в солнечной системе 1720 февраля 2009 г., ИКИ ...»

ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК

КОНФЕРЕНЦИЯ

«ФИЗИКА ПЛАЗМЫ

В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ»

1720 ФЕВРАЛЯ 2009 Г., ИКИ РАН

СБОРНИК ТЕЗИСОВ

г. Москва

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ 2

К о н ф е р е н ц и я «Физика плазмы в солнечной системе»

1720 февраля 2009 г., ИКИ РАН

ПРОГРАММА

Вторник, 17 февраля. 09:30-19:00 09:30-10:00 Регистрация. Фойе конференц-зала ИКИ РАН.

10:00-10:05 Открытие конференции. Конференц-зал ИКИ РАН.

Секция «Солнце». Конференц-зал ИКИ РАН.

Председатель: Струминский А.Б.

10:05-10:30 Котов Ю.Д. Проект Коронас-Фотон 10:30-10:55 Сомов Б.В., Новые результаты и новые вопросы в физике больших солнечных вспышек 10:55-11:15 Гречнев В.В., Уралов А.М., Черток И.М., Афанасьев Ан.Н., Наблюдения возникновения и распространения корональных волн.

11:15-11:30 Подгорный А.И. и Подгорный И.М., Метод нахождения положения токовых слоев в короне.

11:30-11:45 Цап Ю.Т., Степанов А.В., Копылова Ю.Г., Баллонная неустойчивость и «стандартная» модель солнечных вспышек.

11:45-12:10 Перерыв на кофе.

Председатель:

12:10-12:25 Урнов А.М., Богачев С.А., Горяев Ф.Ф., Кузин С.В., Рева А.А., Шестов С.В., Диагностика горячих плазменных структур в солнечной короне по данным экспериментов на КА КОРОНАС.

12:25-12:40 Ишков В.Н., Вспышечная активность последнего 22-летнего цикла СА I.

12:40-12:55 Жугжда Ю.Д., Колебания Солнца и звезд и температурные волны в фотосфере.

12:55-13:10 Накаряков В.М., Мельников В.Ф., Квази-периодические пульсации в солнечных вспышках.

13:10-13:25 Наговицын Ю.А., Наговицына Е.Ю., Локальная гелиосейсмология: наблюдения долгопериодических колебаний солнечных пятен.

13:25-13:40 Тлатов А.Г., Нерадиальное распространение корональных стримеров в солнечном цикле.

13:40-14:40 Обед 14:00-15:00 Заседание совета программы 14:30-15:30 Просмотр стендовых докладов (для секций «Солнце» и «ионосфера»).

Председатель:

15:30-15:55 Гаврюсева Е., Структура и динамика магнитного поля Солнца.

15:55-16:10 Пипин В.В., Анизотропный диамагнитный перенос и динамо в слое проникающей конвекции.

16:10-16:25 Курт В.Г., Юшков Б.Ю., Белов А.В., Высокоэнергичное гамма-излучение солнечных вспышек, потоки протонов и электронов, измеренные на 1 а.е.

16:25-16:40 Соловьев А.А., Роль меридиональной циркуляции в развитии солнечного магнитного цикла.

16:40-17:05 Перерыв на кофе Председатель:

17:05-17:20: Филиппов Б.П., Кривизна осей корональных стримеров и глобальное магнитное поле.

17:20-17:35 Гельфрейх Г.Б., Абрамов-Максимов В.Е., Кобанов Н.И., Шибасаки К., Результаты и перспективы исследования квазипериодических колебаний микроволнового излучения активных областей Солнца.

17:35-17:50 Чернов Г.П., Фомичев В.В., О механизмах генерации зебра-структуры в солнечном радиоизлучении.

17-20 февраля 2009 г., ИКИ РАН

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

17:50-18:05 Богод В.М., Яснов Л.В., Исследования тонкой высотной структуры корональных магнитных полей спектральными методами широкодиапазонной радиоастрономии.

18:05-18:20 Могилевский М.М., Романцова Т.В., Струминский А.Б., Ханаш Я., Приемник высокочастотного излучения как детектор рентгеновского излучения Солнца?

18:20-18:35 Иванов Е.В., Связь основных параметров корональных выбросов масс с крупномасштабной структурой магнитного поля Солнца Секция «Ионосфера». Комн. 200. ИКИ РАН.

11:00-11:20 Дёминов М.Г., Структура ионосферы в области поляризационного джета.

11:20-11:35 Кириллов А.С., Механизмы образования синглетного и триплетного электронновозбужденного молекулярного азота в авроральной ионосфере.

11:35-12:00 Перерыв на кофе.

12:00-12:15 Ижовкина Н.И., Прутенский И.С., Пулинец А., Ерохин Н.С., Михайловская Л.А., Клос З., Роткель Х., Электромагнитные волны и электростатические колебания в неоднородной плазменной структуре на геомагнитном экваторе.

12:15-12:30 Карпачев А.Т., Денисенко П.Ф., Beloff N, Carozzi T.D., Lester M., Глобальная картина волновых возмущений ионосферы во время суббури 17 февраля 1998 г.

по данным SuperDARN и наземных станций.

12:30-12:45 Гаврик А.Л., Гаврик Ю.А., Самознаев Л.Н., Копнина Т.Ф., Локализация плазменных слоев в ионосфере Венеры по данным двухчастотного 12:45-13:00 Копнин С.И., Моржакова А.А., С.И. Попель С.И., К вопросу о зарядке нано- и микромасштабных частиц в запыленной ионосферной плазме в присутствии 13:00-13:15 Павельев А.Г., Матюгов С.С., Яковлев О.И., Павельев А.А., Wickert J., Schmidt T., Влияние солнечной активности на сигналы навигационной системы GPS по 13:15-13:30 Ангаров В.Н., Климов С.И., Родин В.Г., Зелёный Л.М., Изучение новых физических явлений в атмосферных грозовых разрядах.

13:30-14:35 Обед 14:00-15:00 Заседание совета программы 14:35-16:00 Просмотр стендовых докладов (для секций «Солнце» и «ионосфера»).

Секция «Границы магнитосферы». Комн. 200. ИКИ РАН.

16:00-16:15 Койнаш Г.В., Вайсберг О.Л., Аванов Л.А., Квазипериодические всплески плотной плазмы в высокоширотном пограничном слое при северном направлении межпланетного магнитного поля.

16:15-16:30 Еркаев Н.В., Взаимодействие магнитного облака с головной ударной волной.

16:30-16:45 Кичигин Г.Н., Механизм образования области ионного форшока для околоземной 16:40-17:05 Перерыв на кофе.

17:05-17:20 Россоленко С.С., Антонова Е.Е., Кирпичев И.П., Исследование баланса давления на магнитопаузе в подсолнечной точке по данным наблюдений 17:20-17:35 Луценко В.Н., Гаврилова Е.А., Статистика свойств пучков Почти Моноэнергетических Ионов (ПМИ) вблизи околоземной ударной волны.

17:35-17:50 Веригин М.И., Котова Г.А., О возможности моделирования изменения размеров и формы ионопаузы Венеры в цикле солнечной активности.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

17:50-18:05 Решетник В.Н., Агапитов А.В., Геометрические свойства ударных волн в солнечном ветре вблизи орбиты Земли.

18:05-18:20 Гриб С.А., О некоторой аналогии между взаимодействием солнечных ударных волн с магнитными облаками и магнитосферой Земли.

Среда, 18 февраля. 10:00-18: Секция «Магнитосфера». Конференц-зал ИКИ РАН.

10:00-10:25 Сергеев В.А., Дубягин С.В., Апатенков С.В., Ангелопоулос В., МакФадден Дж., Корнилова Т.А., Корнилов И.А., Головчанская И.В., Структура магнитных диполяризаций и инжекций плазмы во внутреннюю магнитосферу:

предварительные результаты проекта Themis.

10:25-10:40 Шухтина М.А., Гордеев Е.И., Сергеев В.А., DeJong А.D., Hubert B., Изучение магнитного поток хвоста магнитосферы.

10:40-10:55 Кирпичев И.П., Антонова Е.Е., Орлова К.Г., Структура поперечных токов в высокоширотной магнитосфере.

10:55-11:10 Беленькая Е.С., Тета-аврора при северном ММП.

11:10-11:25 Калегаев В.В., Бахмина К.Ю., Алексеев И.И., Беленькая Е.С., Фельдштейн Я.И., Развитие асимметричного кольцевого тока во время магнитной бури.

11:25-11:55 Перерыв на кофе.

11:55-12:10 Алексеев И.И., Беленькая Е.С., Славин Д.А., Боардсен С., Относительный вклад планетарного диполя и магнитосферных токовых систем в магнитное поле вдоль орбиты MESSENGER во время первого облета Меркурия.

12:10-12:25 Лазутин Л.Л., Логачев Ю.И., Муравьева Е.А., Перестройка протонного пояса 12:25-12:40 Богданов В.В., Веригин М.И., Котова Г.А., Безруких В.В., Кайсин А.В., Динамика протонов во внутренней плазмосфере Земли во время магнитосферных 12:40-12:55 Левитин А.Е., Громова Л.И., Дремухина Л.А., Авдеева Е.Г., Выделение части изменения среднегодовой амплитуды магнитного поля Земли, регистрируемого магнитной обсерваторией, связанной с солнечно - магнитосферным 12:55-13:10 Вовченко В.В., Антонова Е.Е., Моделирование возмущений магнитного поля при конвекции плазмы в магнитосфере Земли.

13:10-13:25 Шайхисламов И.Ф., Пономаренко А.Г., Захаров Ю.П., Антонов В.М., Бояринцев Э.Л., Посух В.Г., Мелехов В.М., Вшивков К.А., Токи Чепмена-Ферраро и продольные токи зоны 1 в экспериментах по импульсному обтеканию магнитного 13:25-15:00 Обед 15:00-15:15 Шапошников В.Е., Зайцев В.В., Титан как источник ультрафиолетового и 15:15-15:30 Карфидов Д.М., Лабораторное моделирование радиовсплесков, генерируемых при распространении размытого электронного пучка в плазме.

15:30-15:45 Чугунов Ю.В., Эффективная длина приемной антенны в диспергирующих средах.

15:45-16:00 Григорьев А.Ю., Барабаш С., группа АСПЕРА-3, Источники ускоренных 16:00-16:15 Семенов В.С., Киехас С., Энергетический баланс импульсного пересоединения.

16:15-16:45 Перерыв на кофе.

16:45-17:05 Мазур В.А., Магнитосферный МГД – резонатор и его возбуждение внемагнитосферными гидромагнитными волнами.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

17:05-17:20 Титова Е.Е., Козелов Б.В., Демехов А.Г., Сантолик О., Макусова Э., Гарнет Д., Пикет Ж., Свойства ОНЧ хоров по данным спутников CLUSTER: сравнение с 17:20-17:35 Беспалов П.А., Дополнительные возможности диагностики магнитосферы по 17:35-17:50 Демехов А., О влиянии баунс-осцилляций энергичных частиц на генерацию хоровых ОНЧ излучений в магнитосфере Земли.

17:50-18:05 Романов С.А., Amata Е., Dunlop М., Savin S. P., Особенности генерации КНЧ волн в земном магнитосферном каспе и его ближайшей окрестности.

Четверг, 19 февраля. 10:00-18: Секция «Солнечный ветер, гелиосфера и солнечно-земные связи».

Конференц-зал ИКИ РАН.

10:00-10:25 Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д., Корональные дыры и высокоскоростные потоки.

10:25-10:40 Шугай Ю.С., Экваториальные корональные дыры в минимуме солнечного цикла.

10:40-10:55 Яковчук О.С., Веселовский И.С., Bothmer V., Стереоскопия трансзвуковых доальвеновских движений плазмы в основании корональных дыр.

10:55-11:10 Чашей И.В., Фар Х.Й., Вершарен Д., Об энергетическом распределении надтепловых ионов во внешнем солнечном ветре.

11:10-11:25 Лотова Н.А., Владимирский К.В., Обридко В.Н., Цикл солнечной активности в 11:25-11:50 Перерыв на кофе.

11:50-12:15 Измоденов В.В., Малама Ю.Г., Чалов С.В., Неравновесный характер плазмы в 12:15-12:30 Катушкина О.А., Измоденов В.В., Моделирование движения межзвездных атомов 12:30-12:45 Струминский А., Зимовец И., Хибер Б., Классен А., Роль крупномасштабного солнечного магнитного поля при распространение СКЛ в трехмерной 12:45-13:00 Черток И.М., Гречнев В.В., Мешалкина Н.С., О соотношении частотного спектра солнечных микроволновых всплесков и энергетического спектра потоков 13:00-13:15 Калинин М.С., Крайнев М.Б., Модифицированная модель глобального 13:15-13:30 Ермолаев Ю.И., Николаева Н.С., Лодкина И.Г., Ермолаев М.Ю., Относительная частота появления и геоэффективность крупномасштабных типов солнечного 13:30-14:30 Обед 14:30-16:00 Просмотр стендовых докладов.

16:00-16:15 Лившиц М.А., Белов А.В., Осокин А.Р., Ерошенко Е.А., Кашапова Л.К., Форбушэффекты, наблюдаемые на периферии межпланетных возмущений 16:15-16:30 Хабарова О.В., Застенкер Г.Н., Резкие изменения плотности солнечного ветра в турбулентных областях солнечного ветра, включая гелиосферный токовый слой.

16:30-16:50 Перерыв на кофе.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

Секция «Теория физики плазмы». Концеренц-зал ИКИ РАН.

16:50-17:15 Медведев М.В., Динамика диссипативных нелинейных альфеновских волн в 17:15-17:30 Ерохин Н.С., Зольникова Н.Н., Кузнецов Е.А., Михайловская Л.А., Серфотронное ускорение заряженных частиц локализованными пакетами электромагнитных 17:30-17:55 Соколов Д.Д., Фрик П.Г., Альфа-эффект - итоги первых лабораторные измерения 17:55-18:10 Кузнецов В.Д., Джалилов Н.С., Волны и неустойчивости в бесстолкновительной космической плазме: 16-ти моментное приближение.

18:10-18:25 Костров А.В., Формирование дискретных динамических спектров радиоизлучения в космической и лабораторной плазме.

19:00 Товарищеский ужин.

Пятница, 20 февраля. 10:00-18: Секция «Турбулентность и хаос». Конференц-зал ИКИ РАН.

10:00-10:15 Иудин Д. И., Самоорганизация явлений переноса в системах случайного роста.

10:15-10:30 Ефимов А.И., Арманд Н.А., Луканина Л.А., Рудаш В.К., Самознаев Л.Н., Чашей И.В., Модифицированная модель турбулентности солнечного ветра по данным экспериментов радиозондирования сигналами космических аппаратов.

10:30-10:45 Козак Л.В., Савин С.П., Статистический анализ турбулентности плазмы по 10:45-11:00 Козелов Б.В., Суббуревая и буревая активность магнитосферы как отклик на стохастическое воздействие солнечного ветра.

11:00-11:15 Головчанская И.В., Козелов Б.В., Исследование турбулентности магнитосферной и ионосферной плазмы в высокоширотной области.

11:15-11:30 Рыбалко С.Д., Артемьев А.В., Зеленый Л.М., Модели перемежаемой турбулентности и ускорение заряженных частиц в Земной магнитосфере.

11:30-11:50 Перерыв на кофе.

11:50-12:20 Макаренко Н.Г., Марковский прогноз экстремальных событий методами 12:20-12:35 Князева И.С., Макаренко Н.Г., Методы паттернов порядка в диагностике и прогнозе скалярных временных рядов.

12:35-12:50 Савин С.П., Будаев В.П., Зеленый Л.М., Супердиффузия на границе магнитосферы Земли: сравнение с краевой плазмой токамаков.

Секция «Токовые слои». Конференц-зал ИКИ РАН.

12:50-13:05 Коровинский Д.Б., Семенов В.С., Еркаев Н.В., Дивин А.В., Сравнение аналитической модели стационарного пересоединения в бесстолкновительной плазме с результатами PIC-моделирования.

13:05-13:20 Орешина А.В., Сомов Б.В., Нагрев плазмы в солнечной короне пересоединяющим токовым слоем: классическая и аномальная 13:20-15:00 Обед 15:00-15:15 Мингалёв О.В., Мингалев И.В., Малова Х.В., Зеленый Л.М., Влияние анизотропии источников плазмы на структуру тонкого токового слоя в хвосте магнитосферы.

15:15-15:30 Артемьев А.В., Зелёный Л.М., Малова Х.В., Попов В.Ю., Устойчивость токового

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

15:30-15:45 Малова Х.В., Коржов, А.Г.3, Попов В.Ю., Зеленый Л.М., Исследование процессов ускорения заряженных частиц в магнитосфере Меркурия в процессе многократных диполяризаций.

15:45-16:00 Попов В.Ю., Зеленый Л.М., Малова Х.В., Артемьев А.В., Равновесные токовые слои в плазме с двухтемпературным и каппа- распределениями ионов.

16:00-16:20 Перерыв на кофе.

16:20-16:50 Франк А.Г., Особенности эволюции и структуры токовых слоев в зависимости от 16:50-17:05 Кропоткин А.П., Проблема «разрыва тока» в ближней части плазменного слоя:

нелинейная баллонная неустойчивость?

17:05-17:20 Григоренко Е.Е., Зеленый Л.М., Долгоносов М.С., Ионные пучки в пограничной области плазменного слоя: два режима неадиабатического ускорения ионов в токовом слое геомагнитного хвоста.

17:20-17:35 Долгоносов М.С., Зеленый Л.М., Влияние биполярного электрического поля на структуру бимлетов в геомагнитном хосте хвосте.

Стендовые доклады.

Секция «Солнце».

1. Козлов В. И., Затягивание периода текущего 23 цикла – как проявление инварианта 11летнего цикла: «Амплитуда-длительность».

2. Кузин С.В., Богачев С.А., Житник И.А., Шестов С.А., Слемзин В.А., Митрофанов А.В., Суходрев Н.К., Перцов А.А., Игнатьев А.П., Бугаенко О.И., Иванов Ю.С., Рева А.А., Зыков М.В., Ульянов А.Е., Опарин С.Н., Гончаров А.Н., Шергина Т.А., Эксперимент ТЕСИС по рентгеновской изображающей спектроскопии Солнца на спутнике КОРОНАСФотон.

3. Дергачев В.А., Круглов Е.М., Скородумов Д.В., Лазутков В.П., Матвеев Г.А., Савченко М.И., Шишов И.И., Пятигорский Г.А., Чичикалюк Ю.А., Хмылко В.В., Васильев Г.И., Драневич В.А., Крутьков С.Ю., Котов Ю.Д., Гляненко А.С., Архангельский А.И., Горелый Ю.А., Самойленко В.Т., Юров А.Н., Поляриметрия жесткого рентгеновского излучения в космическом эксперименте «Коронас-Фотон».

4. Биленко И.А., Динамика крупномасштабных и мелкомасштабных магнитных полей при формировании КВМ.

5. Троицкая Е.В., Архангельская И.В., Мирошниченко Л.И., Архангельский А.И., Диагностика области солнечной вспышки 20 января 2005 методом моделирования гамма-излучения в линии 2.223 МэВ.

6. Бакунина И.А., Абрамов-Максимов В.Е., Лесовой С.В., Соловьёв А.А., Тихомиров Ю.В., Мельников В.Ф., Шибасаки К., Неспорадические долгопериодные колебания микроволнового излучения солнечных пятен.

7. Гуляев Р.А., Новые наблюдения явления околосолнечной сублимации во время затмения 1 августа 2008 г.

8. Иванов К.Г., Харшиладзе А.Ф., МГД-природа возникновения, динамики, геоэффективности и исчезновения четырехсекторной структуры магнитного поля 9. Шибаев И.Г., Моделирование солнечных циклов при аналитическом представлении достоверного ряда чисел Вольфа и эмпирической зависимости длительности цикла от амплитуды.

10.Кузанян К.М., Жанг Хонгчи, Гао Ю, Спиральные свойства солнечных магнитных полей как индикатор механизма динамо.

11.Бадалян О.Г., Двухмодовый характер дифференциального вращения солнечной 12.Подгорный И.М. и Подгорный А.И., Модель солнечной вспышки – сравнение с одновременными рентгеновскими наблюдениями на нескольких аппаратах.

13.Соловьев А.А., Киричек Е.А., Шаповалов В.Н., Новый подход к магнитогидростатической проблеме и МГД-моделирование активных солнечных образований.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

14.Афанасьев Ан.Н., Уралов А.М., Гречнев В.В., Черток И.М., Применение автомодельного подхода к описанию кинематики солнечных корональных выбросов.

15.Прохоров А.В., Веселовский И.С., Время ожидания сверхмощных вспышек на Солнце.

16.Сидоров В.И., Кузьминых Ю.В., Язев С.А., Возможная связь магнитных транзиентов, гамма-источника и энергичных протонов в солнечной вспышке 14 июля 2000 г.

17.Тлатов А.Г., Физическая интерпретация предвестников солнечной активности.

Секция «Ионосфера».

18. Ларюнин О.А., Афанасьев Н.Т., Флуктуации траекторных характеристик радиоволны при полном внутреннем отражении от слоя плазмы.

19. Лисаков Ю.В., Лапшинова О.В., Яковлев В.Н., Исследование эффектов инжекции плазмы с борта орбитального комплекса Мир.

20. Гуляева Т.Л., Соотношение между ионосферной и плазмосферной интегральной ионизацией в цикле солнечной активности.

21. Смирнов В.М., Смирнова Е.В., Сейсмоионосферные и гелиофизические и гелиофизические вариации в период сейсмических событий.

22. Кириллов А.С., Кинетика электронно-возбужденного молекулярного кислорода на высотах нижней термосферы и мезосферы.

23. Кузьмин А.К., Чиков К.Н., Диагностика ионосферных характеристик с орбиты с помощью монохроматического имаджера.

Секция «Солнечный ветер, гелиосфера и солнечно-земные связи».

24.Гаврюсева Е., Экспериментальный подход к изучению влияния топологии и динамики магнитного поля Солнца на гелио- и магнитосферу.

25.Харитонов А.Л., Харитонова Г.П., Фрунзе А.Х., Взаимосвязь определенных астрометрических параметров движения орбиты солнечной системы и периодов резкого изменения климатических гидрографических и тектонических процессов на Земле и других планетах.

26.Шибаев И.Г., Ишков В.Н., Кукса Ю.И., Непосредственный отклик на солнечные вспышки по данным магнитометрического комплекса.

27.Ануфриев Г.С., Изотопный состав и поток древнего солнечно- ветрового гелия.

28.Юшков Б.Ю., Курт В.Г., Галкин В.И., Кудела К., Высокоэнергичное гамма-излучение солнечных вспышек как индикатор ускорения протонов высоких энергий.

29.Крайнев М. Б., Калинин М.С., О дрейфе галактических космических лучей в модифицированном наклонном токовом слое гелиосферы.

30.Мирошниченко Л.И., Prez-Peraza J., Gallegos-Cruz A., Vashenyuk E.V., Balabin Yu.V., Impulsive, stochastic and shock wave acceleration of relativistic protons in large solar events of 29 September 1989, 14 July 2000, 28 October 2003, and 20 January 2005.

31.Мордовская В. Г., Специфика наблюдения эффектов взаимодействия Фобоса с солнечным ветром.

32.Никольская К. И., Массовые скорости солнечного ветра в эклиптической и экстраэклиптической внутренней и внешней (r 5 AE) гелиосфере.

33.Яковчук О.С., Веселовский И.С., Макаренко Н.Г., Экстремальные события в параметрах космической погоды.

34.Черток И.М., Солнечные корональные выбросы (CMEs) и связанные с ними явления по данным STEREO.

35.Вальчук Т.Е., О структуре солнечного ветра в минимуме 23 цикла.

Секция «Магнитосфера».

36. Голубев С.В., Водопьянов А.В., Демехов А.Г., Мансфельд Д.А., Шалашов А.Г., Генерация излучения в плазменном циклотронном мазере в лабораторной магнитной 37. Агапитов А.В., Данилова В.В., Черемных О.К., Связывание тороидальных и полоидальных альфвеновскихх волн в магнитосфере Земли.

38. Шастун В.В., Агапитов А.В., Распространение внезапных импульсов солнечного ветра в магнитосфере Земли.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

39. Безруких В.В., Котова Г.А., Веригин М.И., Динамика температуры и концентрации ионизированного водорода в плазмосфере во время геомагнитных бурь по данным Аврорального зонда.

40. Панов Е.В., Неустойчивости анизотропной пламы на токовом слое магнитопаузы и сопутствующая динамика частиц.

41. Коротова Г.И., Sibeck D.G., Kondratovich V., Themis observations of compressional Pc pulsations in the dawn-side magnetosphere.

42. Козырева О., Клейменова Н.Г., Глобальная динамика ULF-пульсаций во время сильных магнитных бурь.

43. Тёмный В.В., Какая же плазма заполняет кольцевые токи магнитосфер Земли и планетгигантов?

44. Ковалевский И.В., Взаимосвязь физических процессов в периоды главных фаз (ГФ) геомагнитосферных бурь (ГМБ) по данным кластерного анализа.

45. Гдалевич Г.Л., Динамика волн, плазмы и энергичных частиц во время магнитосфрных 46. Романцова Т.В., Могилевский М.М., Скальский А.А., Ханаш Я., Авроральное Километровое Излучение и солнечные радиовсплески III типа.

47. Скальский А.А., Вавилов Д., Мазелль К., Федоров А., Веригин М., Наблюдение электронов в магнитном шлейфе Марса (по данным проекта ФОБОС-2.).

48. Бадин В.И., Гармонический анализ магнитометрических измерений в авроральном 49. Марчук В.Н., Арманд Н.А., Смирнов В.М., Юшкова О.В., Результаты обработки данных орбитального радара "МАРСИС" миссии "МАРС-ЭКСПРЕСС".

50. Гусев А.А., Мартин И.М., Алвес М.А., Пугачева Г.И., Григорян О.Р., Петров А., Вариации фона тепловых нейтронов на низких широтах на территории Бразилии.

51. Афонин В.А., Автоматизация обработки данных зонда Ленгмюра для определения концентрации и температуры электронов во внутренней магнитосфере (применение алгоритма AMoEBA).

52. Григорьев А.Ю., Скальский А., Добровольский И., Barabash S., Wieser M., Ионный спектрометр ДИМ для проекта Фобос-Грунт.

53. Чугунов Ю.В., Структура вращающейся плазмосферы с учетом истечения ионизованного газа.

54. Губченко В., Смирнов А.В., Двухкомпонентная плазма солнечного ветра с ядром и гало, описываемая обобщенными каппа распределениями, и электромагнитные свойства потока в задаче Чепмена-Ферраро.

55. Чугунин Д.В., Характеристики потоков полярного ветра на высотах ~20000 км.

56. Пархомов В.А., Застенкер Г.Н., Рязанцева М.О., Цэгмед Б., Попова Т.А., Три типа магнитосферного отклика в геомагнитных пульсациях частотного диапазона 0.2 Гц на большие и резкие скачки давления солнечного ветра.

57.Моисеенко И.Л., Романцова Т.В., Могилевский М.М., Буринская Т.М., Ханаш Я., Асимметрия выхода Аврорального Километрового Излучения из источника.

58.Бородкова Н.Л., Застенкер Г.Н., Воздействие больших и резких изменений динамического давления солнечного ветра на магнитосферу Земли: анализ нескольких 59.Гусев А.А., Пугачева Г.И., Зоны захвата энергичных заряженных частиц в области магнитосферных каспов.

60.Белаховский В.Б., Пилипенко В.А., Возбуждение магнитных и риометрических Pc Секция «Границы магнитосферы».

Секция «Теория физики плазмы».

61.Лаптухов А.И., Теория неточечных частиц и магнитного заряда без монополя. Механизм "самосжатия" плотной лабораторной плазмы и образования звёзд белых карликов.

62.Гущин М.Е., Коробков С.В., Костров А.В., А.В. Стриковский А.В., Генерация квазистационарных и низкочастотных токов и магнитных полей при взаимодействии свистовых волн с замагниченной плазмой.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

63.Любчич А.А. и Дэспирак И.В., Взаимодействие падающей гидродинамической волны с ударной волной: сравнение между аналитическим решением для идеальной среды и численными расчетами для вязкой среды.

Секция «Токовые слои».

64.Кирий Н.П., Франк А.Г., Экспериментальное исследование тангенциального ускорения плазмы в токовых слоях.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

«Физика плазмы в солнечной системе»

С 17 по 20 февраля 2009 г. в ИКИ РАН пройдет очередная конференция «Физика плазмы в солнечной системе».

Рабочий язык конференции - русский.

Информация о конференции, программа и сборник тезисов размещены на сайте программы: http://solarwind.iki.rssi.ru/ (раздел «новости»). В новой редакции программы исправлено несколько ошибок.

Внимание: Сборник тезисов не будет раздаваться в Тезисы удобно компактно напечатать в формате 2 страницы на лист. Тезисы сгруппированы по секциям.

Участие в конференции Регистрация участников будет происходить с 09:30 до 10: 17 февраля, а также позднее в ходе конференции.

Проход в ИКИ РАН через 4-ый подъезд по паспорту.

Участие в конференции предполагает регистрационный взнос в размере 300 рублей, включающий участие в товарищеском ужине.

В связи с необходимостью определения количества участников просьба по возможности зарегистрироваться в первый день конференции.

Стендовые доклады Стендовые доклады будут размещены в выставочном зале ИКИ РАН.

Зал расположен на первом этаже, вход через секцию А-4.

Зал со стендовыми докладами будет открыт с 09:30 до 19: 17, 18, и 19 февраля. Стендовые доклады всех секций могут быть размещены в начале конференции. На конференции будет два дня для представления стендовых докладов.

17 февраля отведено для секций «Солнце» и «Ионосфера» и других желающих. 19 февраля отведен для представления постеров посвященных «Магнитосфере» и «Гелиосфере».

Размер стенда: 0.96 метра (ширина), 2 метра (высота). Клейкий материал для развешивания будет предоставлен организаторами.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

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-15.

Программный комитет конференции (совет программы ОФН-15) Зеленый Лев Матвеевич – Председатель программного комитета.

Богод Владимир Михайлович, Ермолаев Юрий Иванович, Степанов Александр Владимирович, Демехов Андрей Геннадьевич, Фомичев Валерий Викторович, Франк Анна Глебовна, Яхнин Александр Григорьевич, Черемных Олег Константинович, Могилевский Михаил Менделевич, Калегаев Владимир Владимирович.

Организационный комитет конференции Чугунин Дмитрий Владимирович: 333-11-22, [email protected] Интернет – сайт программы и конференции

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

СОДЕРЖАНИЕ

Диагностика горячих плазменных структур в солнечной короне по данным экспериментов на КА КОРОНАС

Б.П. Филиппов

Спиральные свойства солнечных магнитных полей как индикатор механизма Двухмодовый характер дифференциального вращения солнечной короны................. К вопросу о ЗАРЯДКЕ НАНО- и микромасштабных ЧАСТИЦ В запыленной ионосферной ПЛАЗМЕ в пРИСУТСТВИИ солнечного ИЗЛУЧЕНИЯ

Изучение магнитного поток хвоста магнитосферы

Тета-аврора при северном ММП

Развитие асимметричного кольцевого тока во время магнитной бури................ Эффективная длина приемной антенны в диспергирующих средах

Ю.В. Чугунов

Институт прикладной физики РАН, г. Нижний Новгород, [email protected]

П.А. Беспалов

ЦГЭМИ ИФЗ РАН

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им.

Н.В. Пушкова РАН (ИЗМИРАН), Троицк, Московская область, [email protected]

Моделируется процесс нагрева плазмы в солнечной короне высокотемпературным пересоединяющим токовым слоем. Уравнение теплопроводности решается с учётом классического, аномального и «аномально-классического» потоков тепла. Обсуждается область применимости каждого приближения. На основе полученных распределений температуры в окрестности токового слоя делаются выводы о свойствах мягкого рентгеновского излучения в окрестности токового слоя. Проводится сравнение с наблюдениями.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНоЕ ИССЛЕДОВАНИе тангенциального ускорения плазмы

в ТОКОВЫХ СЛОях

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

С Е К Ц И Я «СОЛНЦЕ» УСТНЫЕ ДОКЛАДЫ

Котов Ю.Д. Проект Коронас-Фотон

НОВЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И НОВЫЕ ВОПРОСЫ В ФИЗИКЕ БОЛЬШИХ

СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК

Б.В. Сомов Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Современные космические наблюдения Солнца обладают высоким пространственным, временным и спектральным разрешением. Это позволяет наблюдать и исследовать явление магнитного пересоединения в высокотемпературной замагниченной плазме в солнечной короне и солнечном ветре. Представлен краткий обзор специфических свойств крупно-масштабного магнитного пересоединения в больших вспышках на Солнце. Анализ топологических особенностей магнитного поля в активных областях показывает, что при построении моделей эруптивных солнечных вспышек и корональных выбросов массы необходимо принимать во внимание эффект топологического триггера. Представлен новый класс аналитических моделей магнитного пересоединения в токовых слоях с присоединенными МГД течениями. Обсуждается проблема эволюционности полученных аналитических решений. Дан краткий обзор новых результатов и новых задач в физике солнечных вспышек.

Somov B.V., Plasma Astrophysics, Part II, Reconnection and Flares, Springer, N.Y., 2006.

НАБЛЮДЕНИЯ ВОЗНИКНОВЕНИЯ И РАСПРОСТРАНЕНИЯ КОРОНАЛЬНЫХ ВОЛН

В.В. Гречнев1, А.М. Уралов1, И.М. Черток2, Ан.Н. Афанасьев ИСЗФ СО РАН, Иркутск, [email protected] ИЗМИРАН, Троицк Демонстрируются и анализируются корональные волны на стадиях их возникновения и последующего распространения на изображениях крайнего УФ и рентгеновского диапазонов, полученных в нескольких эруптивных событиях, связанных со вспышками. Показано соответствие кинематики «волн EIT» и волн Мортона, наблюдавшихся в этих событиях, теоретически ожидаемому распространению ударных волн. В проанализированных случаях установлено соответствие наблюдаемого на изображениях распространения корональных волн с дрейфом радиовсплесков в диапазонах от дециметров до декаметров. Наблюдавшиеся волны возникали на высотах до 100 Мм и свободно распространялись как взрывные волны.

Полученные результаты позволяют согласовать моменты возникновения волн, вспышек, корональных выбросов, радиовсплесков II типа и ставят под вопрос адекватность представлений о том, что наблюдаемые ударные волны формируются только на фронте корональных выбросов. В отличие от рассматриваемого класса явлений, «волны EIT», наблюдаемые при эрупции волокон вне активных областей, являются, по-видимому, структурными компонентами корональных выбросов, а не волнами.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

МЕТОД НАХОЖДЕНИЯ ПОЛОЖЕНИЯ ТОКОВЫХ СЛОЕВ В КОРОНЕ

А.И. Подгорный1 и И.М. Подгорный Физический Институт им. П. Н. Лебедева РАН, Москва, Россия Институт Астрономии РАН, Москва, Россия Для нахождения возможного положения солнечных вспышек над активной областью обычно используется расчетное потенциальное магнитное поле в предвспышечном состоянии, в котором отыскивается особая линия. При расчете потенциального поля поле активной области обычно аппроксимируется магнитными зарядами. Однако такая процедура практически неприменима для сложной активной области, дающей серию вспышек. Дело в том, аппроксимация зарядами слишком груба, а перед серией вспышек появляется несколько токовых слоев, возмущающих поле над активной областью. Отыскание характерных для токовых слоев областей поля в сложной трехмерной конфигурации, полученной в МГД расчетах, представляет собой чрезвычайно громоздкую задачу. Разработан метод прямого отыскания токовых слоев в предвспышечном состоянии. Производится трехмерный МГД расчет в состоянии, в котором начальные и граничные условия задаются из измеренных распределений магнитного поля на фотосфере. Затем в трехмерном пространстве находится положение локального максимума абсолютной величины плотности тока, которое должно соответствовать центру токового слоя. Плоскость токового слоя должна быть перпендикулярна плоскости, которая содержит точку максимума плотности тока и перпендикулярна линии поля, проходящей через точку максимума. Эта плоскость должна содержать конфигурация магнитного поля, соответствующую токовому слою. Разработана компьютерная программа визуализации магнитной конфигурации в произвольной плоскости с одновременным вычислением максимума плотности тока в трехмерном пространстве, позволяющая упростить процедуру поиска токовых слоев для прогноза солнечных вспышек. Найдены положения источников вспышечного излучения и конфигураций магнитного поля над активной областью АО 0365.

БАЛЛОННАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ И «СТАНДАРТНАЯ» МОДЕЛЬ

СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК

А.В. Степанов1, Ю.Т. Цап1,2, Ю.Г. Копылова Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург НИИ «Крымская астрофизическая обсерватория» МОНУ, Крым Рассматриваются механизмы вспышечного энерговыделения, сопровождаемые формированием шлемовидных структур и плазмоидов над корональными петлями.

Обсуждается ограничения, накладываемые на область магнитного пересоединения. Показано, что существование в короне Солнца толстых (107-109 см) токовых слоев с развитой магнитогидродинамической турбулентностью (см., например, Лин и др., 2007) является проблематичным. Формирование шлемовидных структур в импульсных событиях связывается с раскачкой баллонной неустойчивости изгибными колебаниями петель. Плазмоиды образуются при отрыве плазменного «языка» от вершины арки вследствие пересоединения магнитных силовых линий. На основе наблюдательных данных, полученных для серии лимбовых вспышек 14-16 апреля 2002 г. в активной области NOAA 9901, приведены аргументы в пользу этой гипотезы. Показано, что модель индуцированного плазмоидом пересоединения (plasmoidinduced reconnection model), предложенная Шибатой и др. (1995), противоречит наблюдениям.

Лин и др. (Lin J., Li J., Forbes T. et al.) 2007, ApJ, 658, L123.

Шибата и др. (Shibata K., Masuda S., Shimojo M. et al). 1995, ApJ, 451, 83.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ДИАГНОСТИКА ГОРЯЧИХ ПЛАЗМЕННЫХ СТРУКТУР В СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЕ ПО ДАННЫМ

ЭКСПЕРИМЕНТОВ НА КА КОРОНАС

А.М. Урнов, С.А. Богачев, Ф.Ф. Горяев, С.В. Кузин, А.А. Рева, С.В. Шестов Физический институт им. П.Н.Лебедева РАН, Отделение оптики, Отдел спектроскопии, [email protected] Дается краткий обзор основных подходов и методов, разработанных авторами, для диагностики плазменных структур в Солнечной короне по рентгеновским и ВУФ спектральным изображениям и спектрам всего Солнца. Представлены результаты измерения пространственно-временных распределений электронной плотности и температуры в горячих плазменных образованиях, обнаруженных в эксперименте СПИРИТ на КА КОРОНАС-Ф с помощью многоканального спектрогелиографа РЕС. Обсуждаются вопросы определения энергобюджета и механизма формирования коротковолнового излучения в ходе развития импульсных и долгоживущих вспышечных процессов в плазме солнечной короны по данным экспериментов на КА КОРОНАС.

ВСПЫШЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ ПОСЛЕДНЕГО 22-ЛЕТНЕГО ЦИКЛА СА I

В.Н. Ишков ИЗМИРАН, [email protected] Последний «физический» цикл солнечной активности, объединяющий солнечные циклы и 23, принес много нового в наше понимание солнечных активных событий, особенно вспышечных. Достаточно заметить, что практически все самые мощные события 22 солнечного цикла осуществились в фазе максимума, а в солнечном цикле 23 подобные события осуществлялись на самой поздней стадии фазы минимума. Цикл 22 дал нам пример активной области (июнь 1991 г.), в которой осуществилось больше солнечных экстремальных событий, чем за весь 23 солнечный цикл. Исследование активных областей с экстремальными вспышечными событиями позволило выявить общие характеристики таких областей и условия генерации таких событий. В свете исследований последних десятилетий появилась возможность оценить вспышечную активность солнечного цикла как явления и провести сравнение данного параметра для последних циклов СА.

КОЛЕБАНИЯ СОЛНЦА И ЗВЕЗД И ТЕМПЕРАТУРНЫЕ ВОЛНЫ В ФОТОСФЕРЕ

Ю.Д. Жугжда Развита теория малых флуктуаций яркости Солнца и звезд. Показано, что флуктуации яркости возникают из-за флуктуаций температуры и прозрачности фотосферы. Проведены расчеты функций потемнения и видимости для адиабатических р-мод колебаний в локальном приближении. Оказалось, что эти два эффекта частично компенсируют друг друга. Наблюдения флуктуаций яркости Солнца проведенные с помощью многоканального фотометра ДИФОС на борту спутника КОРОНАС-Ф позволили решить обратную задачу определения зависимости амплитуды флуктуаций температуры создаваемых глобальными пятиминутными колебаниями в фотосфере. Оказалось, что объяснить результаты решения обратной задачи можно только, если в фотосфере существуют пятиминутные температурные волны, генерируемые глобальными колебаниями Солнца. Существование температурных волн в фотосфере Солнца было предсказано Жугждой в 1989 году. Таким образом, флуктуации яркости Солнца и звезд возникают под влиянием температурных волн генерируемых собственными колебаниями звезд, что существенно изменяет существующие представления о колебаниях яркости Солнца и звезд.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

КВАЗИ-ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ПУЛЬСАЦИИ В СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШКАХ

В.М. Накаряков1, В.Ф. Мельников2, Physics Department, University of Warwick, United Kingdom ГАО РАН, Санкт Петербург ФГНУ НИРФИ, Нижний Новгород Квази-периодические пульсации с периодами от долей секунды до нескольких минут являются часто встречающейся особенностью солнечных вспышек и наблюдаются во всех диапазонах, от радио до жесткого рентгеновского. Пульсации представляют интерес как с точки зрения диагностики параметров плазмы во вспышечных областях, так и с точки зрения понимания процессов вспышечного энерговыделения. Физические параметры во вспышечных областях определяют периоды колебаний различных магнитогидродинамических (МГД) мод и бегущих МГД волн, их характерные временные и спектральные особенности. В частности, вспышечные пульсации могут быть созданы путем модуляции МГД волнами процессов ускорения нетепловых электронов и их динамики, а также условий в излучающей плазме. Кроме того, существует возможность периодического "запуска" вспышечного энерговыделения МГД колебаниями. В докладе рассматриваются теоретические механизмы генерации вспышечных пульсаций, связанных как с МГД колебаниями, так и с периодическими режимами энерговыделения. Рассмотрены также попытки использования наблюдательных данных, полученных в различных диапазонах, для определения конкретного физического механизма, ответственного за генерацию пульсаций. Показана возможность использования полученной информации для диагностики плазмы, в частности, для определения величины магнитного поля и его структурированности.

ЛОКАЛЬНАЯ ГЕЛИОСЕЙСМОЛОГИЯ: НАБЛЮДЕНИЯ ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИХ

КОЛЕБАНИЙ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН

Ю.А. Наговицын, Е.Ю. Наговицына Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН Наземные наблюдения последних 30 лет, в том числе и наблюдения авторов, свидетельствовали о возможном существовании на Солнце особого вида колебаний магнитного поля и поля скорости пятен, периоды которых составляют от нескольких десятков до нескольких сотен минут. Эти колебания выявлялись по трем типам наблюдений: в белом свете (координаты, площадь пятен), в спектральных оптических измерениях (напряженность пятенного магнитного поля, лучевые скорости) и в микроволновом радиодиапазоне (интенсивность и координаты надпятенных радиоисточников). Проведенные на основе внеатмосферных наблюдений КА SOHO (MDI) исследования полностью подтверждают факт существования этого – нового для гелиофизики – явления.

НЕРАДИАЛЬНОЕ РАСПРОСТРАНЕНИЕ КОРОНАЛЬНЫХ СТРИМЕРОВ В СОЛНЕЧНОМ

ЦИКЛЕ А.Г. Тлатов Кисловодская Горная станция ГАО РАН, [email protected] Выполнен анализ формы солнечной короны по данным ежедневных наблюдений короны по данным телескопов Mark-3/4 в период 1980 2008 гг. и телескопа SOHO/Lasco за период 19962008 гг. Вариации углов отклонения корональных лучей от радиального направлений имеют циклический характер, достигаю максимума отклонения в направление солнечного экватора в эпоху минимума активности. В эпоху минимума 24-го цикла активности углы были меньше чем в эпоху минимума 22 и 23-го циклов активности. Рассмотрены связи между величиной углов отклонения корональных лучей в эпоху минимума активности, характеристиками глобального магнитного поля Солнца и амплитудой последующего цикла активности. Обсуждается гипотеза, что изменения угла наклона корональных лучей могут влиять на параметры солнечного ветра и различный уровень индексов геомагнитных возмущений в минимумах активности солнечных циклов.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

СТРУКТУРА И ДИНАМИКА МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА

E. Гаврюсева Институт Ядерных Исследований РАН, Москва, [email protected] Представлены результаты комплексного изучения топологии и динамики магнитного поля Солнца на базе измерений фотосферного поля на Солнечной обсерватории Вилкокс (Стэнфорд, США), проведенных в течение трёх циклов солнечной активности N 21, 22 и 23.

Будет наглядно продемонстрировано следующее:

1. Магнитное поле фотосферы имеет ярко выраженную широтную структуру, за которую ответственны поля средней интенсивности.

2. Крупномасштабная широтная структура фотосферного магнитного поля состоит из четырёх зон и изменяется с 20 22-летним периодом. Границы зон расположены на экваторе и на широтах ± 25° совпадающих с «активными» широтами. Полярности приэкваториальных зон совпадают с полярностями ведущих пятен и имеют противоположный знак в Северном и Южном полушариях.

3. Дополнительно присутствуют волны полярности, бегущие от экватора к полюсам с периодами 2 года. Волны полярности имеют различные периоды в Северном и Южном полушариях, но они синхронизированы с солнечным циклом.

4. Была вычислена скорость меридионального дрейфа магнитного поля.

5. Выявлена долготная структура, видимая в фотосфере, квази-устойчивая на протяжении более чем тридцати лет, исключительно регулярная и симметричная относительно экватора. Проведены оценки глубины, где она генерируется.

6. Вычислена скорость вращения магнитного поля на различных широтах в фотосфере и ее изменение во времени. Обнаружено присутствие торсионных волн, аналогичных тем, что наблюдаются во вращении солнечной плазмы. Магнитное поле вращается медленнее там и тогда, где и когда интенсивность поля велика.

7. Скорость вращения крупномасштабного магнитного поля на широтах выше 55° не убывает, как скорость вращения плазмы.

Продемонстрирована связь этого эффекта с дифференциальным вращением по глубине.

Предложенный комплексных подход к изучению широтной и долготной структур, вращению и изменению во времени фотосферного магнитного поля позволил более глубоко понять связь магнитного поля с динамикой Солнца, что крайне важно для понимания механизма солнечной активности и для предсказания вариаций солнечного ветра и магнитосферных возмущений.

АНИЗОТРОПНЫЙ ДИАМАГНИТНЫЙ ПЕРЕНОС И ДИНАМО

В СЛОЕ ПРОНИКАЮЩЕЙ КОНВЕКЦИИ

В.В. Пипин Институт солнечно-земной физики, Иркутск, [email protected] Как известно турбулентная конвекция, является одним из наиболее важных источников магнитной активности на Солнце и других холодных звездах. В докладе рассмотрены возможные турбулентные источники звездного динамо. Кратко обсуждаются модели динамо включающие конвективную зону и область проникающей конвекции под конвективной зоной. Как известно, верхняя часть области проникающей конвекции подвержена сильно неоднородному дифференциальному вращению и образует так называемый тахоклин. Показано, что максимум магнитного потока всегда оказывается в тахоклине если интенсивность турбулентного перемешивания в области проникающей конвекции достаточно слаба. При этом оказывается, что крутизна изменения турбулентных характеристик является определяющим фактором для типа солнечного динамо. При достаточно крутом падении интенсивности конвективных течений в области перехода от конвективной зоны к тахоклину получаются модели динамо солнечного типа.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ВЫСОКОЭНЕРГИЧНОЕ ГАММА-ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК, ПОТОКИ

ПРОТОНОВ И ЭЛЕКТРОНОВ, ИЗМЕРЕННЫЕ НА 1 А.Е.

В.Г. Курт1, Б.Ю. Юшков1, А.В. Белов Научно исследовательский институт ядерной физики им. Д.В. Скобельцына, Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова. Москва, [email protected] Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН, Доклад представляет собой краткий обзор наших экспериментальных знаний о высокоэнергичном излучении солнечных вспышек и событиях солнечных протонов и электронов, измеренных на орбите Земли.

1.Обсуждаются имеющиеся в настоящее время данные о временном поведении и динамике спектра высокоэнергичного гамма-излучения солнечных вспышек. Гамма-излучение с энергией выше 50 МэВ в основном представляет собой результат распада пионов, которые, в свою очередь, возникают при взаимодействии протонов и ядер, ускоренных до энергий > МэВ/нукл., с солнечным веществом. Это излучение с максимумом спектра в области 70- МэВ является индикатором появления ионов высоких энергий в короне. Эти весьма немногочисленные измерения гамма-излучения дают уникальную информацию о процессе ускорения частиц до энергий в сотни МэВ и возможность сравнения времени ускорения этих протонов с временем ускорения и выхода протонов, измеренных сетью нейтронных мониторов (GLE).

2.Коротко рассматриваются характеристики потоков электронов, ускоренных до релятивистских энергий. Спектры и граничная энергия электронов, измеренных на 1 а.е., сопоставляются со спектрами электронов в короне.

3.Обсуждаются основные результаты сопоставления солнечных протонных событий (СПС) и (GLE) и ассоциированных с ними характеристик солнечных вспышек, измеренных в мягком рентгеновском излучении (SXR).

РОЛЬ МЕРИДИОНАЛЬНОЙ ЦИРКУЛЯЦИИ В РАЗВИТИИ СОЛНЕЧНОГО

МАГНИТНОГО ЦИКЛА

А.А. Соловьев Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН Получила дальнейшее развитие предложенная ранее теоретическая модель солнечного магнитного цикла, основанная на представлениях о том, что наблюдаемый на поверхности Солнца цикл создается знакопеременной магнитной структурой, выходящей из конвективной зоны в течение 22-х лет вследствие диффузии магнитного поля. Учет меридиональной циркуляции дает возможность понять механизм регенерации полоидального магнитного поля в цикле, а также физические причины перехода солнечной активности в режим с низким уровнем типа маундеровского. В рамках предлагаемой модели высокоширотная полярная активность, обусловленная динамикой полоидального магнитного поля, на несколько лет опережает низкоширотную, пятенную активность, создаваемую тороидальной составляющей общего магнитного поля Солнца.

КРИВИЗНА ОСЕЙ КОРОНАЛЬНЫХ СТРИМЕРОВ И ГЛОБАЛЬНОЕ МАГНИТНОЕ ПОЛЕ

Б.П. Филиппов Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова, Троицк, Россия Отклонение осей корональных стримеров к экваториальной плоскости в эпоху минимальной активности и к полюсам в эпоху максимума интерпретируется как следствие изменения общей топологии глобального магнитного поля Солнца. Оси стримеров находятся на нейтральной поверхности магнитного поля Br = 0, которые отклоняются к нулевым точкам. В минимуме типична магнитная конфигурация с нулевой точкой (линией) на экваторе, а в максимуме нулевые точки располагаются на оси вращения Солнца.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

РЕЗУЛЬТАТЫ И ПЕРСПЕКТИВЫ ИССЛЕДОВАНИЯ КВАЗИПЕРИОДИЧЕСКИХ КОЛЕБАНИЙ

МИКРОВОЛНОВОГО ИЗЛУЧЕНИЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ СОЛНЦА

В.Е. Абрамов-Максимов1, Г.Б. Гельфрейх1, Н.И. Кобанов2, К. Шибасаки

ГАО РАН

ИСЗФ СО РАН

НСРО, Япония.

Приведены результаты исследований квазипериодических колебаний радиоизлучения локальных источников активных областей Солнца. Анализ проведен на основе обработки радио карт Солнца, полученных на радиогелиографе Нобеяма в Японии на волне 1.76 см. Для обеспечения выделения колебаний в широком диапазоне периодов была разработана методика построения карт с временным усреднением в10 секунд и десятисекундным интервалом между последовательными радио изображениями Солнца. Пространственное разрешение радио карт составляло около10-15 угловых секунд по обеим координатам. Для исследования изменения периодов и амплитуд колебаний использовался вейвлет анализ. В радио источниках над солнечными пятнами были обнаружены серии нестабильных во времени колебаний с периодами от долей минут до нескольких часов. Было проведено сравнения колебаний одного источника в радио и оптическом диапазонах (в линии водорода H) на основе одновременных наблюдений. Было показано, что 3-минутные колебания пятен являются проявлением МГД волны, распространяющейся из хромосферы в корону. Проведен анализ влияния вспышечной активности на спектр КПК и показано существенное изменения в спектрах колебаний во время вспышечных процессов, отражающее перестройку структур плазменной атмосферы Солнца в процессе вспышечной активности.

О МЕХАНИЗМАХ ГЕНЕРАЦИИ ЗЕБРАСТРУКТУРЫ В СОЛНЕЧНОМ РАДИОИЗЛУЧЕНИИ

Г.П. Чернов, 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 дециметровом диапазоне волн обнаружены жгуты волокон, которые образуют на спектре крупномасштабные полосы ЗС. Интерпретация этого явления позволяет впервые объединить вклад обоих вышеупомянутых механизмов. Низкий уровень неустойчивости плазменных волн не создает континуума, но в результате их взаимодействия с вистлерами (одновременно излучаемыми теми же быстрыми частицами с конусным распределением по скоростям) образуются волокна, дрейфующие (в результате движения вистлеров с групповой скоростью) только на уровнях ДПР. Таким образом, здесь вистлеры служат определенным индикатором очагов низкого уровня возбуждения плазменных волн на уровнях ДПР. В микроволновом диапазоне обнаружена необычная тонкая структура, состоящая из миллисекундных всплесков (спайков) в поглощении, наблюдавшаяся на китайском спектрополяриметре в диапазоне 2.6–3.8 ГГц (станция Хуайроу, Пекин) в последней крупной вспышке (Х3.4/4В) 23-го цикла 13 декабря 2006 г. Анализ оптических данных свидетельствует о магнитном пересоединении и двух местах ускорения быстрых частиц. Часть частиц захватывалась в магнитную ловушку. Появление спайков в поглощении и их выстраивание вдоль траекторий III типа удается объяснить в рамках известного механизма образования всплесков в поглощении. Дополнительная инжекция быстрых частиц (пучки электронов небольших размеров) заполняла конус потерь (нарушая конусное распределение), и генерация континуума срывалась в эти моменты, что выражалось формированием всплесков в поглощении на фоне континуума. Максимальный эффект поглощения имеет место на уровнях ДПР. Тем самым, объясняется появление на динамическом спектре темных спайков периодически по частоте вдоль дрейфующей траектории III типа. В моменты максимального поглощения появлялись полосы типа зебры, дрейф которых к высоким частотам можно связать с медленным опусканием магнитной петли под острым углом к уровням ДПР, а не с быстрым дрейфом радиоисточника вниз или с ростом напряженности магнитного поля. Таким образом, не следует отыскивать новый механизм для каждого необычного явления.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ИССЛЕДОВАНИЯ ТОНКОЙ ВЫСОТНОЙ СТРУКТУРЫ КОРОНАЛЬНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ

СПЕКТРАЛЬНЫМИ МЕТОДАМИ ШИРОКОДИАПАЗОННОЙ РАДИОАСТРОНОМИИ

В.М. Богод1, Л.В. Яснов Специальная астрофизическая обсерватория РАН Санкт-Петербургский государственный университет Микроволновые наблюдения поляризованного излучения активных областей могут быть эффективным инструментом для изучения распределения структуры магнитного поля на уровнях нижней короны. Ценность таких исследований связана также с тем, что регистрация поляризованного радиоизлучение является единственным прямым методом измерения параметров плазмы на этих высотах. Развитие методов корональной радиоспектроскопии на крупном инструменте РАТАН-600 позволяет регистрировать детальные спектры поляризации активной области и ее отдельных частей в широком диапазоне радиоволн и строить высотную структуру магнитного поля. Полученные результаты экстраполируются на фотосферный уровень и согласуются с измерениями магнитного поля по оптическим данным. Другой способ проверки корректности радиоизмерений корональных магнитных полей состоит в сопоставлении с данными модельных вычислений магнитных полей в широком диапазоне высотных уровней. Обсуждаются результаты измерений высотной структуры магнитных полей для одиночных пятен появлявшихся в годы текущего минимума активности и проводится их сопоставление с выводами других общепринятых моделей атмосферы активной области.

ПРИЕМНИК ВЫСОКОЧАСТОТНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ КАК ДЕТЕКТОР РЕНТГЕНОВСКОГО

ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА?

М.М. Могилевский1, Т.В. Романцова1, А.Б. Струминский1, Я. Ханаш Институт космических исследований РАН, Москва, Россия Центр научных исследований ПАН, Торунь, Польша Солнечные радиовсплески (РВ) третьего типа – широкополосное радиоизлучение генерируемое пучком энергичных электронов, выброшенным вспышкой и движущимся через корону. Основные исследования РВ III типа проводились при помощи наземных приемников, которые не могли принимать низкочастотную часть всплесков на частотах ниже 4-10 МГц (поскольку эти частоты не проходят через ионосферу) в отличие от регистрации на борту КА.

Анализ низкочастотной части РВ по данным спутниковых измерений показывает, что некоторая часть РВ III типа имеют две ветви – одна «классическая», диспергированная, а вторая – недиспергированная, причем вторая ветвь содержит частоты ниже, чем локальная плазменная частота. Такие РВ сопровождаются всплесками жесткого рентгеновского излучения. Мы предполагаем, что вторая ветвь РВ связана с процессами в околоспутниковой области, вызванными избыточными электронами, появившимися в результате взаимодействия рентгеновского излучения с корпусом КА.

СВЯЗЬ ОСНОВНЫХ ПАРАМЕТРОВ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАСС С

КРУПНОМАСШТАБНОЙ СТРУКТУРОЙ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА

Е.В. Иванов Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, Московская обл., г. Троицк, [email protected] Исследована зависимость основных параметров КВМ (скорости, ширины, массы, кинетической энергии и отклонения траектории распространения КВМ от радиального направления) от крупномасштабной структуры магнитного поля Солнца, проявляющейся в короне в виде пояса и цепочек корональных стримеров. Использованы каталоги КВМ, связанных с наблюдавшимися на лимбе эруптивными протуберанцами (каталог Е.В. Иванова, В.Г. Файнштейна), и КВМ типа гало с источниками на диске Солнца (каталог Гопалсвами).

Обнаружено систематическое различие средних значений исследуемых параметров КВМ для КВМ, концентрирующихся к поясу, цепочкам корональных стримеров, открытым конфигурациям

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

магнитного поля (корональным дырам). Изучена зависимость скорости КВМ от положения на диске и характера источника КВМ. Рассмотрены циклические изменения исследуемых параметров КВМ за 1997-2006гг. Показано, что вблизи Солнца низкоширотные КВМ отклоняются в основном к экватору, а высокоширотные – к полюсам, что объясняет преимущественное отклонение КВМ к экватору вблизи минимума и на фазе роста солнечного цикла. Показано, что примерно 50% всех исследованных КВМ меняют направление своего отклонения при переходе от близкого к Солнцу участка траектории (до 2.5 R Солнца) ко второму более удаленному(от 2.5 R до 20 R Солнца), что свидетельствует о том, что отклонение КВМ от радиального направления на участках близких к Солнцу и удаленных от Солнца определяются различными структурными элементами крупномасштабного магнитного поля Солнца (арочными структурами вблизи Солнца и дипольной и квадрупольной компонентами поля – на более удаленном участке). С удалением от Солнца траектория КВМ «выправляется», становясь более радиальной, чем на начальном участке траектории.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

С Е К Ц И Я «СОЛНЦЕ» СТЕНДОВЫЕ ДОКЛАДЫ

ЗАТЯГИВАНИЕ ПЕРИОДА ТЕКУЩЕГО 23 ЦИКЛА – КАК ПРОЯВЛЕНИЕ ИНВАРИАНТА

11-ЛЕТНЕГО ЦИКЛА: «АМПЛИТУДА – ДЛИТЕЛЬНОСТЬ»

В.И. Козлов Институт космофизических исследований и аэрономии имени Ю.Г. Шафера СО РАН, г. Якутск, [email protected] Посредством параметризации динамики флуктуаций ГКЛ в максимуме и на ветви спада 11летнего цикла выявлен нестационарный переходный колебательный процесс смены знака общего магнитного поля Солнца – полугодовая вариация (см. http://www.forshock.ru/). Наличие полугодовой вариации подтверждается результатами анализа геоэффективных параметров межпланетной среды: вариаций изменчивости межпланетного магнитного поля, потока низкоэнергичных протонов с энергией ~1 МэВ и числа СМЕ (инжекция корональной массы). При этом длительность полугодовой вариации находится в обратной зависимости от амплитуды цикла. Наличие инварианта «амплитуда-длительность» для «слабых» циклов неизбежно должно приводить к «затягиванию» их длительности. Что мы, очевидно, наблюдали в 20 цикле и наблюдаем сейчас, в текущем 23 цикле: интервал времени с минимума 22 цикла в 1996 г. по 2008 г. уже составляет 13 лет! На существование обратной зависимости между временем достижения максимума 11 летнего цикла и его амплитуды указывалось ранее Вальдмайером.

Обратная зависимость между временем достижения максимума цикла и квадратным корнем из максимальной амплитуды 11 летнего цикла выявлена в недавней работе Э.В. Кононовича. Но также известно, что похожая зависимость характерна для группового солитона, или «солитона огибающей»: ширина солитона - обратно пропорциональна квадратному корню из его амплитуды. Все вышеизложенное указывает на возможную солитоноподобную природу летнего цикла. В таком случае, 11-летняя цикличность есть эффективный (солитонный) автоколебательный механизм регуляции температуры Солнца.

ЭКСПЕРИМЕНТ ТЕСИС ПО РЕНТГЕНОВСКОЙ ИЗОБРАЖАЮЩЕЙ СПЕКТРОСКОПИИ

СОЛНЦА НА СПУТНИКЕ КОРОНАС-ФОТОН

С.В. Кузин, С.А. Богачев, И.А. Житник, С.А. Шестов, В.А. Слемзин, А.В. Митрофанов, Н.К. Суходрев, А.А. Перцов, А.П. Игнатьев, О.И. Бугаенко, Ю.С. Иванов, А.А. Рева, М.В. Зыков, А.Е. Ульянов, С.Н. Опарин, А.Н. Гончаров, Т.А. Шергина Институт космических исследований РАН, г. Москва, Россия Спутник КОРОНАС-ФОТОН является 3-м и последним спутником отечественной программы КОРОНАС по изучению активности Солнца. В состав научного комплекса на спутнике входят приборов, в том числе рентгеновский телескоп-спектрометр ТЕСИС. Запуск спутника КОРОНАС-ФОТОН будет произведен в начале 2009 г. Аппаратура ТЕСИС разработана в ФИАН и включает 6 приборов, предназначенных для телескопических и спектроскопических наблюдений солнечной короны в мягком рентгеновском (МР) и вакуумном ультрафиолетовм (ВУФ) диапазонах спектра. Сайт проекта ТЕСИС – http://www.tesis.lebedev.ru. Основной целью эксперимента ТЕСИС является исследование солнечной активности в широком диапазоне высот и температур, поиск ответов на фундаментальные вопросы физики Солнца, такие как нагрев солнечной короны, механизм солнечных вспышек и т.д. В задачи эксперимента ТЕСИС входят: исследование плазмы солнечной короны – ее тонкой структуры, динамики, физических условий в плазме (температуры, плотности), изучение локальных и глобальных явлений и структур: вспышек, горячих облаков, активных областей, выбросов корональной массы и т.д.

Комплекс приборов ТЕСИС позволяет проводить наблюдения солнечной короны различных типов: мелкомасштабную структуру и динамику плазмы отдельных явлений с высоким пространственным разрешением (до 1.7 угл. сек.) и временным (10 сек), крупномасштабные структуры на больших расстояниях от поверхности Солнца (до 3-х радиусов), наблюдения отдельных структур с высоким спектральным разрешением (до 0.01 ) в широком спектральном диапазоне и наблюдения других типов. В докладе приводятся описание прибора, его характеристики и первые результаты эксперимента.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ПОЛЯРИМЕТРИЯ ЖЁСТКОГО РЕНТГЕНОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ В КОСМИЧЕСКОМ

ЭКСПЕРИМЕНТЕ «КОРОНАС-ФОТОН»

В.А. Дергачев1, Е.М. Круглов1, Д.В. Скородумов1, В.П. Лазутков1, Г.А. Матвеев1, М.И. Савченко1, И.И. Шишов1, Г.А. Пятигорский1, Ю.А. Чичикалюк1, В.В. Хмылко1, Г.И. Васильев1, В.А. Драневич1, С.Ю. Крутьков1, Ю.Д. Котов2, А.С. Гляненко2, А.И. Архангельский2, Ю.А. Горелый2, В.Т. Самойленко2, А.Н. Юров Учреждение Российской академии наук

Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН Институт Астрофизики Московского инженерно-физического института Научная аппаратура «ПИНГВИН-М» (Поляриметр Излучения и Нейтрон-Гамма Вспышечный ИНтенсиметр) предназначен для измерения степени линейной поляризации рентгеновского излучения солнечных вспышек в энергетическом диапазоне 20 кэВ – 150 кэВ в космическом эксперименте «КОРОНАС-ФОТОН». Аппаратура позволяет также получать энергетические спектры излучения вспышек в диапазоне 15–500 кэВ. Полученные технические характеристики (чувствительность и энергетическое разрешение) поляриметра «ПИНГВИН-М» позволят проводить исследование процессов накопления магнитной энергии и ее трансформации в энергию ускоренных частиц, их распространения во вспышечной плазме и генерации излучения даже для слабых вспышек. Физическая схема, состав и характеристики детекторов «ПИНГВИНМД» позволяют исследовать следующие характеристики жёсткого электромагнитного излучения солнечных вспышек: 1) степень линейной поляризации жёсткого рентгеновского излучения в диапазоне энергий 15–150 кэВ; 2) спектры жёсткого рентгеновского и гаммаизлучения в диапазонах энергий: 20–200 кэВ (64 энергетических каналов) и 200 кэВ – 1,5 МэВ (64 энергетических каналов); 3) спектры мягкого рентгеновского излучения в диапазоне энергий 2–30 кэВ, в том числе в слабых ("тепловых") вспышках и на предвспышечной стадии.

ДИНАМИКА КРУПНОМАСШТАБНЫХ И МЕЛКОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ ПРИ

ФОРМИРОВАНИИ КВМ

И.А. Биленко Астрономический институт им. П.К. Штернберга,[email protected] Рассмотрено влияние солнечных магнитных полей различного масштаба на формирование КВМ (корональных выбросов массы) связанных с эрупцией волокон. Исследуется влияние динамики мелкомасштабных магнитных полей на уровне фотосферы, таких как всплывание и аннигиляция мелкомасштабных фоновых магнитных полей в области волокон, вызывающих потерю устойчивости равновесного состояния волокна. Анализируются также эволюционные изменения крупномасштабного магнитного поля – сдвиговые движения, всплывание новых магнитных потоков вблизи области расположения волокна, приводящих к нестабильности коронального магнитного поля и инициации эрупции волокна. Всплывание нового магнитного потока часто является необходимым, но не достаточным условием возникновения КВМ.

Показана зависимость от полярности и скорости нарастания напряженности магнитного поля, всплывающего магнитного потока. Оценивается вклад магнитных полей различного масштаба в процесс формирования КВМ.

ДИАГНОСТИКА ОБЛАСТИ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ 20 ЯНВАРЯ 2005 МЕТОДОМ

МОДЕЛИРОВАНИЯ ГАММА-ИЗЛУЧЕНИЯ В ЛИНИИ 2.223 МЭВ

Е.В. Троицкая1, И.В. Архангельская2, Л.И. Мирошниченко1,3, А.И. Архангельский НИИ ядерной физики МГУ им. Д.В. Скобельцына, Москва, 119991, Россия Институт астрофизики МИФИ (Госуд. университет), Москва, 115409, Россия ИЗМИРАН им. Н.В. Пушкова, РАН, Троицк, 142190, Россия Ранее были промоделированы предложенной в НИИЯФ МГУ методикой временные профили гамма-излучения в линии 2.223 МэВ, возникающей во время вспышки при захвате нейтронов ядрами водорода окружающей среды, для событий 22 марта 1991, 6 ноября 1997, декабря 1988 и 28 октября 2003. Во всех случаях было обнаружено, что плотность солнечной плазмы увеличена в подвспышечных областях в период солнечной вспышки по сравнению с

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

плотностью спокойного Солнца. Помимо этого, в случае событий 16 декабря 1988 и 28 октября 2003 показано, что энергетический спектр ускоренных частиц ужестчается со временем. В настоящей работе той же методикой исследовано экстремальное солнечное событие 20 января 2005. В отличие от ранее исследованных вспышек, моделирование с достаточной точностью оказывается невозможным в рамках обычных предположений о свойствах солнечной атмосферы, характере ядерных реакций, начальных свойствах потоков нейтронов и характере потерь нейтронов. Наблюдается дефицит реальных потоков -излучения на фазе спада по сравнению с моделирующими. В качестве основного механизма, который мог бы объяснить наблюдаемое расхождение, рассматривается повышенное содержание изотопа 3He. Расчеты показывают, что доля ядер 3He по отношению к водороду (в числе атомов) составляет (1-2)-4.

Данные по -излучению в других диапазонах, а также по регистрации частиц от этого же события подтверждают повышенное содержание изотопа 3He в событии 20 января 2005.

НЕСПОРАДИЧЕСКИЕ ДОЛГОПЕРИОДНЫЕ КОЛЕБАНИЯ МИКРОВОЛНОВОГО

ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН

И.А. Бакунина1, В.Е. Абрамов-Максимов2, С.В. Лесовой3, А.А. Соловьёв2, Ю.В. Тихомиров1, В.Ф. Мельников1, К. Шибасаки ФГНУ «Научно-исследовательский радиофизический институт», Нижний Новгород Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, С.-Петербург Институт Солнечно-Земной физики РАН, Иркутск Радиоастрономическая обсерватория Нобеяма, Япония Впервые по результатам одновременных наблюдений на двух инструментах с высоким пространственным разрешением радиогелиографе в Нобеяме, Япония (частота 17 ГГц, пространственное разрешение 10 угл. сек) и Сибирском солнечном радиотелескопе, Россия (частота 5.7 ГГц, пространственное разрешение 20 угл. сек) исследованы за период г.г. существующие постоянно долгопериодические колебания микроволнового излучения солнечных пятен. Обнаружены общие для обоих инструментов периоды колебаний для всех микроволновых источников, связанных с пятнами. Обсуждается причина превышения амплитуд неспорадических колебаний радиоизлучения пятен над «шумами» спокойного Солнца.

НОВЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ ЯВЛЕНИЯ ОКОЛОСОЛНЕЧНОЙ СУБЛИМАЦИИ

ВО ВРЕМЯ ЗАТМЕНИЯ 1 АВГУСТА 2008 г.

Р.А. Гуляев

ИЗМИРАН

Продолжено исследование явления сублимации твердого вещества в ближнем околосолнечном пространстве. Индикатором процесса сублимации служит резонансное излучение освобождающихся атомов и низкозарядных ионов. Поиск соответствующих эмиссий осуществляется при помощи интерференционных камер во время полных солнечных затмений.

Наблюдения пяти солнечных затмений (1997-2006 гг.) выявили крайне неоднородный характер распределения твердотельной составляющей межпланетной среды на близких (< 20 R) расстояниях от Солнца. Во время затмения 1 августа 2008 г. проведены новые наблюдения свечения продуктов сублимации в линии K Ca II. Наблюдения 2008 г. подтвердили вывод о дискретном, спорадическом характере распределения межпланетной пыли вблизи Солнца.

Вместе с тем, выявились определенные различия в свечении ионов кальция во время разных затмений. Для выяснения причин различий необходимы дополнительные, специальные исследования. В связи с этим большой интерес представляет предстоящее полное солнечное затмение 22 июля 2009 г. Исключительно большая продолжительность полной фазы этого затмения (более 6 мин.) даст возможность более детально исследовать характер околосолнечной сублимации.

МГД-ПРИРОДА ВОЗНИКНОВЕНИЯ, ДИНАМИКИ, ГЕОЭФФЕКТИВНОСТИ И ИСЧЕЗНОВЕНИЯ

ЧЕТЫРЁХСЕКТОРНОЙ СТРУКТУРЫ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

К.Г. Иванов, А.Ф. Харшиладзе Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им.Н.В Пушкова РАН, Троицк, Московская обл., [email protected] Установлена МГД-природа возникновения, динамики, геоэффективности и исчезновения четырёхсекторной структуры солнечного магнитного поля на фазе спада 23-го цикла.

Моделирование крупномасштабного открытого магнитного поля и анализ динамики потоков этого поля привел к обнаружению на Солнце длительного упорядоченного МГД-процесса, состоящего из цепочки взаимосвязанных, неизвестных до данного исследования, явлений, начинающихся и заканчивающихся в одной из главных зон активных долгот и ответственных за упомянутую выше природу четырёхсекторной структуры. Взаимодействие в ходе этого процесса сопровождались генерацией упорядоченной последовательности гелиосферных и солнечно-земных возмущений, в число которых входила серия из девяти экстрабурь июля 2004г. сентября 2005г., последних в завершившимся 23-м цикле солнечной активности.

МОДЕЛИРОВАНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ЦИКЛОВ ПРИ АНАЛИТИЧЕСКОМ ПРЕДСТАВЛЕНИИ

ДОСТОВЕРНОГО РЯДА ЧИСЕЛ ВОЛЬФА И ЭМПИРИЧЕСКОЙ ЗАВИСИМОСТИ

ДЛИТЕЛЬНОСТИ ЦИКЛА ОТ АМПЛИТУДЫ

И.Г. Шибаев

ИЗМИРАН

Для достоверного ряда чисел Вольфа (1849 – 2008 гг.) предложено приближение хорошо описывающее амплитудные и временные свойства циклов, т.е. их «энергетику». Продолжение на внешнюю область этих зависимостей позволяет рассматривать задачи прогнозирования солнечных циклов или их реконструкцию в прошлом. В начальном приближении за длительность цикла Тс берется его среднее значение. Дальнейшая коррекция опирается на эмпирическую зависимость Тс от максимума цикла Wm.

СПИРАЛЬНЫЕ СВОЙСТВА СОЛНЕЧНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ КАК ИНДИКАТОР

МЕХАНИЗМА ДИНАМО

К.М. Кузанян1, Жанг Хонгчи2, Гао Ю ИЗМИРАН, 142190 Московская обл., г. Троицк Национальные астрономические обсерватории Китайской Академии Наук, Datun Lu 20A, 10012, Beijing, China.

Обсуждаются данные многолетних систематических наблюдений векторных магнитных полей в активных областях на фотосфере Солнца, проводимых обсерваториями США, Японии и Китая начиная с 1988 г. Показано, что имеет место регулярное нарушение зеркальной симметрии магнитного поля, по-видимому, связанное с неоднородностью турбулентности во вращающейся среде конвективной зоны Солнца. Это количественно выражается в наличии пространственной неоднородности средних значений спиральности и закрученности магнитного поля с широтой, которое можно показать на статистически значимом наборе данных. В северном полушарии на фотосфере Солнца эти величины имеют отрицательный знак, в то время как в южном полушарии – положительный. Эта закономерность преобладает в среднем, хотя данные величины заметно варьируются от цикла к циклу солнечной активности. Также показаны значимые отклонения от данного правила на определенных широтах во время фаз роста и спада 11-летнего цикла. Обнаруженные закономерности распределения и изменения спиральных свойств солнечных магнитных полей в значительной степени проливают свет на механизм генерации магнитного поля посредством гидромагнитного динамо и накладывают существенные ограничения, которые необходимо учитывать при теоретическом моделировании этого механизма.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ДВУХМОДОВЫЙ ХАРАКТЕР ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНОГО ВРАЩЕНИЯ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ

О.Г. Бадалян Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн, РАН, 142190 Троицк, Московская обл., Россия, [email protected] Изучается дифференциальное вращение Солнца, являющееся необходимым условием работы механизма динамо, генерации магнитных полей и цикличности солнечной активности.

Анализ закономерностей вращения солнечной короны выполнен на основе данных о яркости зеленой корональной линии Fe XIV 530.3 нм, охватывающих около 6 последних циклов активности. Общая скорость вращения короны представлена в виде суммы двух мод, быстрой и медленной. Быстрая мода слабо дифференциальна, ее синодический период вблизи экватора составляет около 27 дней и увеличивается до 28 дней на высоких широтах. Эту моду представляют долгоживущие крупномасштабные области короны, связанные с магнитными полями больших масштабов. Наиболее отчетливо она выражена на ветви спада активности.

Медленная мода проявляется в основном на высоких широтах, и ее синодический период превышает 30 дней. Такие периоды вращения демонстрируют полярные факелы и малые магнитные элементы на высоких широтах. Можно полагать, что медленную моду представляют объекты короны, связанные со слабыми полями малых масштабов. Суперпозиция двух мод приводит к изменению широтной зависимости скорости вращения солнечной короны от фазы цикла, от почти твердотельного вращения в середине ветви спада в цикле активности и до выраженного дифференциального вращения в середине ветви роста. Эти представления находятся в согласии с данными гелиосейсмологии.

МОДЕЛЬ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ – СРАВНЕНИЕ С ОДНОВРЕМЕННЫМИ

РЕНТГЕНОВСКИМИ НАБЛЮДЕНИЯМИ НА НЕСКОЛЬКИХ АППАРАТАХ

И.М. Подгорный1 и А.И. Подгорный Институт астрономии РАН, Москва, Россия Физический Институт им. П. Н. Лебедева РАН, Москва, Россия Модель солнечной вспышки построена на основании численного трехмерного МГД моделирования. Ее главной особенностью является первичное выделение энергии в короне изза диссипации магнитной энергии токового слоя. В настоящее время появилась возможность детального сравнения модели с одновременными измерениями вспышки на нескольких аппаратах (RHESSI, Stereo A and B и GOES). Удачное расположение активной области и космических аппаратов позволило получить новую информацию о развитии вспышки. Вспышка класса M2 25.11.2007 возникла над активной областью, расположенной за солнечным лимбом.

Активная область наблюдалась приборами Stereo A и Stereo B, а приборы RHESSI могли измерять тепловое рентгеновское излучение из токового слоя и излучение из короны над токовым слоем. Этот аппарат был экранирован от мощного излучения из оснований магнитной арки, поэтому имелась возможность уверенно регистрировать слабое излучение короны.

Слабое жесткое излучение короны появлялось одновременно с радиоизлучением III-типа. За эти эмиссии ответствен электронный пучок с энергией ~50 кэВ, который достигал орбиты Земли и наблюдался на аппарате GOES. Это рентгеновское излучение обладало типичным для тонкой мишени степенным спектром. Электроны, вызывающие это излучение, могли ускоряться в продольных токах за фронтом альфвеновской волны, генерируемой в токовом слое полем Холла. Другая система продольных токов замыкается в хромосфере, а ускоренные электроны генерируют спектр, типичный для толстой мишени. Наблюдаемый сценарий вспышки согласуется с электродинамической моделью.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

НОВЫЙ ПОДХОД К МАГНИТОГИДРОСТАТИЧЕСКОЙ ПРОБЛЕМЕ И МГД-МОДЕЛИРОВАНИЕ

АКТИВНЫХ СОЛНЕЧНЫХ ОБРАЗОВАНИЙ

А.А. Соловьев1, Е.А. Киричек1, В.Н. Шаповалов Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Калмыцкий государственный университет Система уравнений магнитогидростатики принципиально недоопределена: часть функциональных зависимостей выбирается в ней произвольным образом. В отсутствие поля внешних сил задача гидростатики для осесимметричных магнитоплазменных конфигураций сводится к известному уравнению Града-Шафранова, содержащему произвольные зависимости газового давления и продольного тока от магнитного потенциала. При наличии внешнего силового поля (например, гравитационного) задача резко осложняется. Обобщение уравнения Г-Ш возможно лишь при очень жестких ограничениях на распределение плотности. Однако, для систем, обладающих тем или иным видом симметрии (осевой, трансляционной, винтовой) возможна другая формулировка задачи, при которой в качестве произвольно задаваемых функций выбирается магнитный потенциал и продольный ток. Распределения для газового давления и плотности получаются в виде квадратурных формул. Преимущества нового подхода демонстрируются на ряде примеров для солнечных магнитных конфигураций.

ПРИМЕНЕНИЕ АВТОМОДЕЛЬНОГО ПОДХОДА К ОПИСАНИЮ КИНЕМАТИКИ

СОЛНЕЧНЫХ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ

А.М. Уралов1, В.В. Гречнев1, Ан.Н. Афанасьев1, И.М. Черток ИСЗФ СО РАН, Иркутск, e-mail: [email protected] ИЗМИРАН, Троицк, Россия Корональные выбросы массы (КВМ), наблюдаемые на расстояниях от 2 до 30 солнечных радиусов, имеют широкий диапазон кинематических характеристик. Наш анализ показывает, что существует два предельных случая выбросов – ускоряющиеся и замедляющиеся.

Замедляющимися выбросы становятся после кратковременной фазы быстрого ускорения при взрывных эрупциях в активных областях. Для них характерно появление корональных ударных волн, волн Мортона и всплесков II типа в метровом и декаметровом диапазонах. В отличие от ускоряющихся КВМ, структура таких выбросов может не быть трехкомпонентной.

Ускоряющиеся КВМ связаны с эрупциями волокон вне активных областей и не сопровождаются ударными волнами вблизи Солнца, а расширяющиеся над лимбом «волны EIT» в этом случае являются, скорее всего, структурными компонентами КВМ. Кроме того, возможны промежуточные и комбинированные варианты кинематики. Широко используемая полиномиальная аппроксимация расширения КВМ предполагает его равномерное или равноускоренное движение. Однако наблюдения показывают значительное уменьшение величины ускорения КВМ при его движении. Для описания расширения выбросов различных кинематических типов предлагается использовать автомодельный подход. На его основе разработана методика определения кинематических характеристик КВМ, позволяющая определить кинематический тип выброса и ожидаемые особенности сопровождающих явлений, точнее оценить время начала эрупции и согласовать времена вспышек, выбросов и радиовсплесков II типа. Область применимости предлагаемого кинематического описания КВМ – от момента достижения максимального ускорения до тех пор, пока аэродинамическое влияние солнечного ветра не станет существенным – по-видимому, в основном, до выхода КВМ из поля зрения коронографов LASCO.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ВРЕМЯ ОЖИДАНИЯ СВЕРХМОЩНЫХ ВСПЫШЕК НА СОЛНЦЕ

И.С. Веселовский1, А.В. Прохоров

НИИЯФ МГУ, ИКИ РАН

НИИЯФ МГУ

Анализируется статистика по времени ожидания рентгеновских вспышек на Солнце в зависимости от их пиковой мощности по данным ИСЗ серии GOES за 1980-2006гг. Выполнена экстраполяция экспериментальных данных различными аналитическими зависимостями и проведена оценка возможных коридоров ошибки вместе с доверительными интервалами.

Экстраполяция этих зависимостей внутри этих коридоров как в сторону низких, так и в сторону высоких значений мощности сопряжена с определёнными трудностями и отличается большой степенью неопределённости. Обсуждаются физические причины этой неопределённости, отклонение от двойной логарифмической зависимости и невозможность указать предельное значение на величину мощности рентгеновской вспышки. Вспышечные события на Солнце с мощностью на 2-3 порядка больше наблюдавшихся экстремальных (1956, 1972, 1991, 2003 и т.п.) могли иметь катастрофические последствия для биосферы. Вероятность подобной сверхэкстремальной рентгеновской вспышки с мощностью излучения на орбите Земли более Вт/м трудно оценить в силу указанных причин. Оценка среднего времени ожидания для неё характеризуется от нескольких тысяч лет до сотен миллионов лет и более в зависимости от принятых законов экстраполяции.

ВОЗМОЖНАЯ СВЯЗЬ МАГНИТНЫХ ТРАНЗИЕНТОВ, ГАММА-ИСТОЧНИКА И

ЭНЕРГИЧНЫХ ПРОТОНОВ В СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКЕ 14 ИЮЛЯ 2000 г.

В.И. Сидоров, Ю.В. Кузьминых, С.А. Язев

ИСЗФ СО РАН, АО ИГУ

Предлагается сценарий, в рамках которого хромосферные магнитные транзиенты, гаммаисточник и высокоэнергичные протоны, наблюдавшиеся в солнечной вспышке 14.07.2000 г.

(Бастилия), рассматриваются как проявления единого процесса. Пучок протонов, двигающийся из вершины вспышечной петли к ее основаниям, представляет собой электрический ток. Ток, имеющий соленоидальную составляющую вследствие спиральной закрученности петли, обеспечивает появление дополнительного магнитного поля (МП), которое, при соответствующей закрутке, ослабляет собственное (продольное) магнитное поле петли. При этом наблюдается эффект фотосферного магнитного транзиента. Падение продольного МП приводит к появлению в петле вихревого электрического поля, которое при сильных неоднородностях за 10-20 секунд способно ускорить протоны до энергий 200 МэВ. Протоны с большей скоростью вдоль петли высыпаются в хромосферу на внешней границе заходящей в пятно вспышечной ленты и порождают источник гамма-излучения. Протоны с меньшей скоростью вдоль петли в результате дрейфа в неоднородных магнитных и электрических полях способны сместиться в область открытых силовых магнитных линий, выходящих в корону из тени пятна. Здесь частицы отражаются от «магнитного зеркала» над тенью пятна выше хромосферы и уходят в корону. Таким образом, предложен механизм эффективного ускорения частиц во вспышечной петле, обеспечивающий выход энергичных протонов в гелиосферу, сопровождаемый наблюдаемыми явлениями фотосферных магнитных транзиентов и гаммавсплесков.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ФИЗИЧЕСКАЯ ИНТЕРПРЕТАЦИЯ ПРЕДВЕСНИКОВ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

А.Г. Тлатов Кисловодская горная астрономическая станция ГАО РАН Получены новые прогностические индексы солнечной активности по данным распределения крупномасштабного магнитного поля и полярной активности. К числу таких индексов, относятся площадь и средняя широта крупномасштабных магнитных полей, полярная активность по данным наблюдений в континууме и спектральной короны 5303A и другие.

Обсуждаются корреляционные связи между этими индексами и амплитудой следующего цикла солнечных пятен. Выполнен прогноз 24-го цикла активности. Изучена связь между длительностью циклов крупномасштабного магнитного поля и длительностью циклов солнечных пятен. Установленные связи позволяют предположить, что на фазе спада и минимума активности полярное поле формируется источниками как прежнего, так и нового циклов активности. Найденные соотношения позволяют оценить баланс этих источников и выполнить прогноз характеристик нового цикла солнечных пятен.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

С Е К Ц И Я «ИОНОСФЕРА» УСТНЫЕ ДОКЛАДЫ

СТРУКТУРА ИОНОСФЕРЫ В ОБЛАСТИ ПОЛЯРИЗАЦИОННОГО ДЖЕТА

М.Г. Дёминов,

ИЗМИРАН

На основе решения самосогласованной системы уравнений для электрического поля магнитосферной конвекции и ионосферной плазмы проведен анализ структуры ионосферы в области поляризационного джета. Получено, что в этой области возможно возникновение предельного условия G, при котором максимум концентрации электронов Ne на высотах области F2 слабо выражен или даже полностью отсутствует. Такая сильная перестройка ионосферы в области поляризационного джета связана со следующей цепочкой процессов. В период роста геомагнитной активности формируется поляризационный джет – интенсивный направленный на запад дрейф плазмы в узкой полосе субавроральных широт. В формировании этого джета важную роль играют процессы ионосферно-магнитосферные взаимодействия, приводящие к дополнительному увеличению интенсивности джета через уменьшение проводимости ионосферы. Образование поляризационного джета приводит к увеличению температуры ионов и, как следствие, к росту скорости рекомбинации ионов кислорода. Это приводит к подъему нижней границы области F2. Для концентрации молекулярных ионов становится существенной взаимная диффузия ионов кислорода и молекулярных ионов даже на высотах преобладания молекулярных ионов, что было невозможно для фоновых условий.

Качественное изменение характера диффузии совместно с высокими значениями температуры ионов и приводит к аномальному высотному распределению Ne, при котором максимум Ne на высотах области F2 слабо выражен или даже отсутствует. Даны экспериментальные обоснования реализации этого условия.

МЕХАНИЗМЫ ОБРАЗОВАНИЯ СИНГЛЕТНОГО И ТРИПЛЕТНОГО ЭЛЕКТРОННОВОЗБУЖДЕННОГО МОЛЕКУЛЯРНОГО АЗОТА В АВРОРАЛЬНОЙ ИОНОСФЕРЕ

А.С. Кириллов Полярный геофизический институт КНЦ РАН, г. Апатиты Мурманской области Полосы системы Лаймана-Бирджа-Хопфилда и Вегарда-Каплана молекулярного азота (обусловленные электронными переходами a1g,vX1g+,v' и A3u+,vX1g+,v', соответственно) являются характерными полосами свечения авроральной ионосферы в ультрафиолетовой области. На основании квантово-химических приближений мы рассчитали коэффициенты гашения синглетных (a1g, a'1u, w1 u) и триплетных (A3u+, B3g, W3 u, B'3u ) состояний молекулярного азота. Эти расчеты позволяют оценить квантовые выходы продуктов во время неупругих молекулярных столкновений. Проведено сравнение рассчитанных коэффициентов с имеющимися в научной литературе экспериментальными данными. Коэффициенты гашения и квантовые выходы применяются при моделировании колебательной заселенности синглетных и триплетных состояний N2 на высотах авроральной ионосферы. Мы исследуем зависимость относительных интенсивностей полос систем Лаймана-Бирджа-Хопфилда и Вегарда-Каплана от высоты. Показано, что столкновительные молекулярные процессы играют очень важную роль в электронной кинетике N2 во время авроральных высыпаний. Также специальное внимание уделено вкладу столкновений электронно-возбужденного молекулярного азота с О молекулами в электронной кинетике молекул N2 на высотах авроральной ионосферы.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ЭЛЕКТРОМАГНИТНЫЕ ВОЛНЫ И ЭЛЕКТРОСТАТИЧЕСКИЕ КОЛЕБАНИЯ В

НЕОДНОРОДНОЙ ПЛАЗМЕННОЙ СТРУКТУРЕ НА ГЕОМАГНИТНОМ ЭКВАТОРЕ

Н.И. Ижовкина1, И.С. Прутенский1, С.А. Пулинец1, Н.С. Ерохин2, Л.А. Михайловская2, З. Клос 3, Х. Роткель Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН, им. Н.В.Пушкова, г. Троицк, Московская обл.

Институт космических исследований РАН, г. Москва Space Research Center, CBK PAN, Bartycka, 18 a, 00-716, Warsaw Poland Образование неоднородных плазменных структур, распространение электромагнитных и электростатических возмущений в таких структурах представляют интерес для физики плазмы и геофизики. Широкополосные спектры электростатического излучения электронного компонента ионосферной плазмы, измеренные в экспериментах на спутниках Интеркосмос-19 и АПЭКС, зависят от геофизических условий. Можно отметить, что эта зависимость проявляется, например, в неоднородном геомагнитном поле. По данным измерений широкополосного волнового излучения в верхней ионосфере в области геомагнитного экватора (АПЭКС) исследовано распространение волнового излучения в крупномасштабной области пониженной плотности плазмы. Показано, что формирование плазменной полости могло быть связано с развитием электростатической неустойчивости плазмы в окрестности геомагнитной экваториальной поверхности при затухании плазменных вихревых структур и электростатических колебаний, распространяющихся поперек геомагнитных силовых линий и пересекающих геомагнитную экваториальную поверхность. Яркость наблюдавшегося электромагнитного излучения на частотах выше собственных частот плазмы, локальной плазменной и/или верхнегибридной, уменьшается с ростом указанных собственных частот, что может быть связано с рассеянием электромагнитных волн на электростатических возмущениях плазмы.

ГЛОБАЛЬНАЯ КАРТИНА ВОЛНОВЫХ ВОЗМУЩЕНИЙ ИОНОСФЕРЫ ВО ВРЕМЯ СУББУРИ

17 ФЕВРАЛЯ 1998 Г. ПО ДАННЫМ SUPERDARN И НАЗЕМНЫХ СТАНЦИЙ

А.Т. Карпачев1, П.Ф. Денисенко2, N. Beloff3, T.D. Carozzi3, M. Lester

ИЗМИРАН

Ростовский Университет University of Sussex, UK Построена глобальная картина квази-волновых вариаций (КВВ) параметров ионосферы во время умеренного усиления геомагнитной активности 17 февраля 1998 г. по данным системы радаров SuperDARN и глобальной сети станций наземного зондирования. По картине высокоширотной конвекции, данным 4 спутников DMSP и сети наземных магнитометров определены источники возмущений ионосферы в области аврорального овала, разнесенные во времени и в пространстве. Источником крупномасштабных КВВ в дневном (Американском) секторе являлся дневной касп. КВВ четко фиксировались по вариациям skip distance на радарах SuperDARN и с трудом выделялись по наземному зондированию. В раннем вечернем (Европейском) секторе КВВ ионосферы было создано совместным действием восточного и западного электроджетов. Наиболее четко КВВ проявились в позднем вечернем (Сибирском) секторе, что связано с резким усилением западного электроджета именно в этом секторе. В Азиатском послеполуночном секторе КВВ также было связано с усилением западного электроджета, но было ограничено субавроральными широтами. В утреннем (Американском) секторе усиления западного электроджета были слабыми, тем не менее КВВ фиксировались и на средних широтах. Таким образом, мозаичная картина источников определила сложную реакцию ионосферы во время умеренного возмущения 17 февраля 1998 г. Полученная картина резко отличается от глобальной картины для интенсивной бури 22 марта 1979 г., во время которой мощный всплеск активности во всей области аврорального овала породил мощное КВВ, фронт которого был сплошным, т.е. охватывал все часы местного времени.

ФИЗИКА ПЛАЗМЫ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

ЛОКАЛИЗАЦИЯ ПЛАЗМЕННЫХ СЛОЕВ В ИОНОСФЕРЕ ВЕНЕРЫ ПО ДАННЫМ

ДВУХЧАСТОТНОГО РАДИОПРОСВЕЧИВАНИЯ