![]() |
ИСТИНА |
Войти в систему Регистрация |
ИСТИНА ИНХС РАН |
||
Раздел астрофизики, в котором астрономические объекты и явления изучаются методами физики плазмы, называется плазменной астрофизикой. Её основы были заложены во второй половине прошлого века в ходе исследований кинетических процессов в короне Солнца и солнечном ветре. С тех пор «Физика Солнца и плазменная астрофизика» - актуальная тема НИР, имеющая не только чисто научное, но и практическое, прикладное значение. При этом Солнце всегда играло роль «естественной научной лаборатории», в которой все явления доступны самому всестороннему изучению. В отличие от далёкого прошлого, в наши дни плазменная астрофизика изучает практически все астрономические объекты, содержащие плазму и магнитные поля, исследуя широкий спектр астрономических явлений от вспышек на Солнце до космологических гамма-всплесков. К объектам eё изучения относятся нормальные и вырожденные звёзды, новые и сверхновые звёзды, компактные релятивистские объекты, включая белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры с их магнитосферами, аккреционными дисками, коронами и релятивистскими джетами.
1) Законы сохранения на поверхности разрыва в идеальной магнитной гидродинамике (МГД) допускают возможность смены типа разрыва при постепенном (непрерывном) изменении условий течения плазмы. При этом должны существовать так называемые переходные решения, удовлетворяющие одновременно двум типам разрывов. На основе полной системы граничных условий для уравнений МГД получен конкретный вид переходных решений, а также выражение, в явном виде описывающее изменение внутренней энергии плазмы, протекающей через разрыв. Это позволило, во-первых, построить обобщенную схему незапрещенных переходов между МГД разрывами, а во-вторых, исследовать зависимость нагрева плазмы от значений плотности и конфигурации магнитного поля вблизи поверхности разрыва. Изучена возможность нагрева “сверх-горячей” (с электронной температурой больше 10 кэВ) плазмы в солнечных вспышках. Показано, что наилучшие условия для такого нагрева осуществляются в окрестности пересоединяющего токового слоя, обеспечивающего выделение энергии во вспышке. Представлен обзор современного состояния теории МГД разрывных течений и ее приложений к физике магнитного пересоединения в астрофизической плазме, лабораторном и численном моделировании. Акцент сделан на изучении непрерывных переходов между разрывами различных типов. Описаны свойства пересоединяющего токового слоя Сыроватского и показана возможность распада токового слоя на систему МГД разрывов. В рамках аналитической модели магнитного пересоединения произведен анализ системы ударных волн, связанных с токовым слоем. (Леденцов Л.С., Сомов Б.В. Успехи Физических Наук, 2015. Ledentsov L.S., Somov B.V. Advances in Space Research, 2015). 2) С помощью построенного аналитического решения задачи о структуре неравновесной магнитосферы, образующейся в результате взаимодействия ударной волны от сверхновой с магнитным полем нейтронной звезды, исследована зависимость формы магнитосферы и структуры магнитного поля от параметров рассматриваемой модели, а также вычислено распределение плотности тока в токовом слое и определена величина действующей на него магнитной силы. (Bezrodnykh S.I., Somov B.V. Advances in Space Research, 2015). 3) Изучены основные наблюдательные свойства "корональных проборов" - квази-одномерных магнитных структур особого типа, выделенных при сравнении корональных рентгеновских и ультрафиолетовых изображений с солнечными магнитограммами. Они представляют собой каналы внутри однополярных крупномасштабных магнитных полей, образованных рядами магнитных дуг, направленных к соседним полям противоположной направленности. Проанализированы наиболее важные характеристики проборов. С эволюционной и пространственной точек зрения естественно предположить, что проборы могут преобразовываться в корональные дыры и наоборот. Определены классы глобальных, пересекающихся и сложных проборов. (Nikulin I.F., Dumin Yu.V. Advances in Space Research, 2015) 4) В соответствии с современными представлениями, корона и хромосфера Солнца разделены тонким переходным слоем сложной структуры. Исследованы свойства плазмы переходного слоя, заключенной в отдельно взятой магнитной трубке. Для различных скоростей потока плазмы, задаваемых на нижней границе переходного слоя, рассчитаны зависимости плотности, давления и скорости течения плазмы от еѐ температуры вдоль магнитной трубки, один конец которой находится в хромосфере, а другой - в короне. В случае, когда гравитацией можно пренебречь, эти зависимости получены в аналитическом виде. Показано наличие трех диапазонов скорости, для которых: (а) возможно возбуждение ударных волн в переходном слое, (б) переходный слой можно рассматривать в классическом столкновительном приближении, (в) процесс нагрева плазмы в переходном слое близок к режиму p = const, а рассчитанное жесткое ультрафиолетовое (EUV) излучение хорошо согласуется с современными спутниковыми наблюдениями. На основе полученных результатов сделан вывод, что в общем случае, при наличии потока плазмы, спокойный переходный слой между короной и хромосферой следует рассматривать в классическом приближении кулоновских столкновений. (Птицына О.В., Сомов Б.В. Вестник Московского Университета, 2015). 5) Эффект гистерезиса проявляется в неоднозначной взаимосвязи индексов солнечной активности на фазы подъема и спада в цикле. Были проанализированы индексы солнечной активности, характеризующие излучения солнечной фотосферы, хромосферы и корона, а также ионосферные индексы, в частности, индекс критической частоты слоя F2 – fоF2. В циклах 21-23, значительно отличаются по амплитуде и эффект гистерезиса проявляется в разной степени. В звездах солнечного, с выраженной цикличной активностью, похожий на 11-летний период солнечной активности, эффект гистерезиса также был обнаружен при анализе потоков в хромосферных линиях Н и К Са II. Эффект гистерезиса является общим свойством астрономических систем, характеризующихся различными проявлениями циклической активности, связанной с эволюцией во времени магнитных полей. (Бруевич Е.А., Якунина Г.В. Geomagnetism and Aeronomy, 2015. Бруевич Е.А., Якунина Г.В. Вестник Московского Университета, 2015). 6) Исследовалось распределение по фазам циклов всех мощных рентгеновских вспышек за период с 1976 по 2006 г. и вспышек в текущем 24-м цикле. Сделан вывод, что примерно до 2019 года можно ожидать появления средних по мощности вспышек класса М и сильных вспышек вплоть до балла Х8. Не исключаются также и более мощные вспышки. Вероятность сверхмощных вспышек типа «событие Кэррингтона» невелика. (Khlystov A.I. Izvestiya - Atmospheric and Oceanic Physics, 2015).
госбюджет, раздел 0110 (для тем по госзаданию) |
# | Сроки | Название |
1 | 1 января 2015 г.-31 декабря 2015 г. | Физика Солнца и плазменная астрофизика |
Результаты этапа: 1) Законы сохранения на поверхности разрыва в идеальной магнитной гидродинамике (МГД) допускают возможность смены типа разрыва при постепенном (непрерывном) изменении условий течения плазмы. При этом должны существовать так называемые переходные решения, удовлетворяющие одновременно двум типам разрывов. На основе полной системы граничных условий для уравнений МГД получен конкретный вид переходных решений, а также выражение, в явном виде описывающее изменение внутренней энергии плазмы, протекающей через разрыв. Это позволило, во-первых, построить обобщенную схему незапрещенных переходов между МГД разрывами, а во-вторых, исследовать зависимость нагрева плазмы от значений плотности и конфигурации магнитного поля вблизи поверхности разрыва. Изучена возможность нагрева “сверх-горячей” (с электронной температурой больше 10 кэВ) плазмы в солнечных вспышках. Показано, что наилучшие условия для такого нагрева осуществляются в окрестности пересоединяющего токового слоя, обеспечивающего выделение энергии во вспышке. Представлен обзор современного состояния теории МГД разрывных течений и ее приложений к физике магнитного пересоединения в астрофизической плазме, лабораторном и численном моделировании. Акцент сделан на изучении непрерывных переходов между разрывами различных типов. Описаны свойства пересоединяющего токового слоя Сыроватского и показана возможность распада токового слоя на систему МГД разрывов. В рамках аналитической модели магнитного пересоединения произведен анализ системы ударных волн, связанных с токовым слоем. (Леденцов Л.С., Сомов Б.В. Успехи Физических Наук, 2015. Ledentsov L.S., Somov B.V. Advances in Space Research, 2015). 2) С помощью построенного аналитического решения задачи о структуре неравновесной магнитосферы, образующейся в результате взаимодействия ударной волны от сверхновой с магнитным полем нейтронной звезды, исследована зависимость формы магнитосферы и структуры магнитного поля от параметров рассматриваемой модели, а также вычислено распределение плотности тока в токовом слое и определена величина действующей на него магнитной силы. (Bezrodnykh S.I., Somov B.V. Advances in Space Research, 2015). 3) Изучены основные наблюдательные свойства "корональных проборов" - квази-одномерных магнитных структур особого типа, выделенных при сравнении корональных рентгеновских и ультрафиолетовых изображений с солнечными магнитограммами. Они представляют собой каналы внутри однополярных крупномасштабных магнитных полей, образованных рядами магнитных дуг, направленных к соседним полям противоположной направленности. Проанализированы наиболее важные характеристики проборов. С эволюционной и пространственной точек зрения естественно предположить, что проборы могут преобразовываться в корональные дыры и наоборот. Определены классы глобальных, пересекающихся и сложных проборов. (Nikulin I.F., Dumin Yu.V. Advances in Space Research, 2015) 4) В соответствии с современными представлениями, корона и хромосфера Солнца разделены тонким переходным слоем сложной структуры. Исследованы свойства плазмы переходного слоя, заключенной в отдельно взятой магнитной трубке. Для различных скоростей потока плазмы, задаваемых на нижней границе переходного слоя, рассчитаны зависимости плотности, давления и скорости течения плазмы от еѐ температуры вдоль магнитной трубки, один конец которой находится в хромосфере, а другой - в короне. В случае, когда гравитацией можно пренебречь, эти зависимости получены в аналитическом виде. Показано наличие трех диапазонов скорости, для которых: (а) возможно возбуждение ударных волн в переходном слое, (б) переходный слой можно рассматривать в классическом столкновительном приближении, (в) процесс нагрева плазмы в переходном слое близок к режиму p = const, а рассчитанное жесткое ультрафиолетовое (EUV) излучение хорошо согласуется с современными спутниковыми наблюдениями. На основе полученных результатов сделан вывод, что в общем случае, при наличии потока плазмы, спокойный переходный слой между короной и хромосферой следует рассматривать в классическом приближении кулоновских столкновений. (Птицына О.В., Сомов Б.В. Вестник Московского Университета, 2015). 5) Эффект гистерезиса проявляется в неоднозначной взаимосвязи индексов солнечной активности на фазы подъема и спада в цикле. Были проанализированы индексы солнечной активности, характеризующие излучения солнечной фотосферы, хромосферы и корона, а также ионосферные индексы, в частности, индекс критической частоты слоя F2 – fоF2. В циклах 21-23, значительно отличаются по амплитуде и эффект гистерезиса проявляется в разной степени. В звездах солнечного, с выраженной цикличной активностью, похожий на 11-летний период солнечной активности, эффект гистерезиса также был обнаружен при анализе потоков в хромосферных линиях Н и К Са II. Эффект гистерезиса является общим свойством астрономических систем, характеризующихся различными проявлениями циклической активности, связанной с эволюцией во времени магнитных полей. (Бруевич Е.А., Якунина Г.В. Geomagnetism and Aeronomy, 2015. Бруевич Е.А., Якунина Г.В. Вестник Московского Университета, 2015). 6) Исследовалось распределение по фазам циклов всех мощных рентгеновских вспышек за период с 1976 по 2006 г. и вспышек в текущем 24-м цикле. Сделан вывод, что примерно до 2019 года можно ожидать появления средних по мощности вспышек класса М и сильных вспышек вплоть до балла Х8. Не исключаются также и более мощные вспышки. Вероятность сверхмощных вспышек типа «событие Кэррингтона» невелика. (Khlystov A.I. Izvestiya - Atmospheric and Oceanic Physics, 2015). | ||
2 | 1 января 2016 г.-31 декабря 2016 г. | Физика Солнца и плазменная астрофизика |
Результаты этапа: 1) В недавней работе Teles et al. [Phys. Rev. E 92, 020101 (2015)], высказано предположение о том, что инвертированые профили температуры в различных астрофизических объектах – от солнечной короны до межзвездных молекулярных облаков – могут быть объяснены особенностями релаксации в системах с дальним взаимодействием. Показано, что этот механизм может реально работать в самогравитирующих межзвездных газовых облаках; но он не применим в солнечной (или звездной) короне, где стратификация плотности производится с помощью внешнего гравитационного поля. Ref.: Думин Ю.В. Phys. Rev. E, 2016, том 93, № 6, с. 066101 2) О наиболее типичной структуре трехмерного магнитного пересоединения. В связи с проблемой магнитного пересоединения в турбулентной астрофизической плазме с сильным магнитным полем, в частности, в солнечных вспышках, мы рассчитали вероятность возникновения различных топологических структур трехмерного пересоединения в нулевой точке случайного магнитного поля. Установлено, что доминирующую роль играет специфическая неосесимметричная структура с шестью асимптотическими направлениями – "шестихвостка", называемая также "неправильным радиальным нулем". Все остальные структуры, в частности, осесимметричные ("правильные радиальные нули") реализуются с гораздо меньшей вероятностью. Принципиальной особенностью "шестихвостки" является то, что на больших расстояниях она приближенно редуцируется к классической двумерной структуре X-типа. Это объясняет, почему двумерные модели пересоединения часто работают достаточно хорошо для объяснения наблюдений, лабораторного и численного моделирования солнечных вспышек. Ref.: Думин Ю.В., Сомов Б.В., Письма в Астрон. журн., 2016, том 42, № 11, с. 850-858 3) Тепловая неустойчивость пересоединяющего токового слоя в солнечных вспышках. С целью интерпретации современных спутниковых наблюдений последовательного увеличения яркости корональных петель в солнечных вспышках мы решили задачу об устойчивости малых продольных возмущений однородного пересоединяющего токового слоя. В рамках магнитогидродинамического приближения показано, что условием неустойчивости служит эффективное подавление теплопроводности плазмы возмущением магнитного поля внутри слоя. Неустойчивость в линейной фазе нарастет за характерное время лучистого охлаждения плазмы. В результате неустойчивости в токовом слое может образовываться периодическая структура холодных и горячих волокон, расположенных поперек направления электрического тока. Предлагаемый механизм тепловой неустойчивости пересоединяющего токового слоя может быть полезен для объяснения последовательного увеличения яркости, “поджига”, вспышечных петель в солнечных вспышках. Ref.: Леденцов Л.С., Сомов Б.В., Письма в Астрон. журн., 2016, том 42, № 12, с. 925-934 4) Рентгеновское и микроволновое излучение солнечной вспышки 19 июля 2012 года: Высокоточные наблюдения и кинетические модели. Солнечная вспышка класса M7.7 19 июля 2012 г. в 05:58 UT наблюдалась с высоким пространственным, временным и спектральным разрешением в жестком рентгеновском и оптическом диапазонах. Вспышка имела место на краю солнечного диска, что позволило увидеть относительное расположение коронального и хромосферного источников рентгеновского излучения, определить их спектры. Для объяснения наблюдений коронального и незакрытого солнечным лимбом хромосферного источника мы применяем аккуратную аналитическую модель кинетического поведения ускоренных электронов во вспышке. Хромосферный источник жесткого рентгеновского излучения интерпретируется в приближении толстой мишени с обратным током, а корональный - в приближении тонкой мишени. Полученные оценки показателей наклона спектров жесткого рентгеновского излучения обоих источников согласуются с результатами наблюдений. Однако, рассчитанная интенсивность излучения коронального источника в несколько раз ниже наблюдаемой. Учет эффекта ускорения быстрых электронов в коллапсирующей магнитной ловушке позволил нам устранить это противоречие. В результате моделирования получена оценка плотности потока энергии, переносимой электронами с энергиями выше 15 кэВ, которая составляет 5*10^10 эрг см^−2 с^−1, что в 5 раз превышает значения, характерные для модели толстой мишени без обратного тока. С целью независимой проверки модели рассчитан спектр микроволнового излучения в диапазоне 1-50 ГГц, который соответствует имеющимся данным радионаблюдений. Ref.: Грицык П.А., Сомов Б.В., Письма в Астрон. журн., 2016, том 42, № 8, с. 586-599 5) Физические свойства спокойного переходного слоя между короной и хромосферой Солнца. Представлены результаты исследований физических свойств переходного слоя между короной и хромосферой Солнца в спокойных областях. Здесь структура атмосферы Солнца определяется взаимодействием магнитных полей над фотосферой. Они концентрируются в тонкие трубки, внутри которых велика напряженность поля. Исследовано, как в зависимости от скорости плазмы на хромосферной границе переходного слоя меняются распределения температуры, концентрации и скорости плазмы вдоль магнитной трубки, один конец которой находится в хромосфере, а другой - в короне. Рассмотрены два предельных случая: горизонтально и вертикально расположенная магнитная трубка. Для различных концентраций плазмы определены диапазоны скоростей на хромосферной границе переходного слоя, для которых в переходном слое не должны возбуждаться ударные волны. Показано, что наиболее благоприятными для возбуждения ударных волн в переходном слое являются направленные вниз течения плазмы в его основании. Для всех рассчитанных вариантов переходного слоя показано, что перенос тепловой энергии вдоль магнитных трубок может быть хорошо описан в приближении классической электронной столкновительной теплопроводности вплоть до очень больших скоростей в основании переходного слоя. Рассчитанное жесткое ультрафиолетовое (EUV) излучение хорошо согласуется с современными космическими наблюдениями Солнца. Ref.: Дунин-Барковская О.В., Сомов Б.В., Письма в Астрон. журн., 2016, том 42, № 12, с. 908-924 | ||
3 | 1 января 2017 г.-31 декабря 2017 г. | Физика Солнца и плазменная астрофизика |
Результаты этапа: 1) Наблюдения "топологических" микровспышек в солнечной атмосфере. Предложено использование механизма "топологического триггера" для объяснения аномально большой скорости распространения микровспышек в хромосфере Солнца, а также их пространственной локализации вдоль траекторий, упирающихся своими концами в нулевые точки магнитного поля на поверхности фотосферы. Дано "топологическое" объяснение трех- и четырехлепестковой структуры, наблюдающейся в основании так называемых "анемонных" микровспышек. Ref.: Dumin Y. V., Somov B. V. // Research Notes of the American Astronomical Society. — 2017. — Vol. 1, no. 1. — P. 15. 2) О разрывных течениях плазмы вблизи пересоединяющего токового слоя в солнечных вспышках. В приближении сильного магнитного поля исследуется модель магнитного пересоединения в плазме высокой проводимости в короне Солнца, включающая в себя токовый слой Сыроватского и присоединенные к его концам магнитогидродинамические (МГД) разрывы. С использованием двумерного аналитического решения для магнитного поля выполнен расчет распределений скоростей течения плазмы и ее плотности в окрестности соответствующей токовой конфигурации. Исследованы свойства скачков плотности и скорости вдоль присоединенных разрывов. Исходя из характера изменения магнитного поля и течений плазмы на МГД-разрыве, показано, что при рассмотренных значениях параметров МГД-разрыв включает в себя области транс-альвеновской, быстрой и медленной ударных волн. Полученные результаты могут быть полезны для объяснения наличия “сверхгорячей” (с эффективной электронной температурой более 10 кэВ) плазмы в солнечных вспышках. Отмечаются другие возможные приложения теории разрывных течений вблизи области магнитного пересоединения к аналогичным нестационарным явлениям в астрофизической плазме. Ref.: Безродных С. И., Колесников Н. П., Сомов Б. В. // Астрономический журнал. — 2017. — Т. 94, № 3. — С. 259–276. 3) Тепловая неустойчивость пересоединяющего токового слоя как триггер солнечных вспышек. В приближении диссипативной магнитной гидродинамики исследована устойчивость малых возмущений пересоединяющего токового слоя в плазме с сильным магнитным полем. Рассмотрен случай, когда волновой вектор возмущений параллелен электрическому току в слое. Показано, что причиной неустойчивости служит подавление теплопроводности плазмы возмущением магнитного поля внутри слоя. На линейной стадии развития неустойчивости возмущения нарастают с характерным временем лучистого охлаждения плазмы, которое рассчитано в приближении оптически прозрачной плазмы с космическим обилием элементов. На нелинейной стадии неустойчивости в токовом слое следует ожидать формирование периодической структуры холодных и горячих трубок магнитного потока, ``волокон'', расположенных поперек направления тока. Предлагаемый механизм тепловой неустойчивости токового слоя может объяснять последовательное увеличение яркости, ``поджиг'', в аркадах магнитных петель в солнечных вспышках. Ref.: Леденцов Л. С., Сомов Б. В. // Журнал экспериментальной и теоретической физики. — 2017. — Т. 152, № 2. — С. 405–415. 4) Ускорение электронов в магнитных ловушках солнечной вспышки: модельные свойства и их наблюдательные подтверждения. С помощью аналитического решения кинетического уравнения мы исследовали модельные свойства коронального и хромосферного источников жесткого рентгеновского излучения в лимбовой вспышке 19 июля 2012 г. В приближении толстой мишени с обратным током мы рассчитали спектр излучения в основаниях вспышечной петли и показали, что он согласуется с наблюдаемым. Спектр коронального источника, расположенного над вспышечной петлей, рассчитан в приближении тонкой мишени. При этом показатель наклона спектра жесткого рентгеновского излучения воспроизводится очень точно, но интенсивность коронального излучения в несколько раз ниже наблюдаемой. Ранее нами было показано, что это противоречие полностью устраняется, если учесть дополнительное (относительно первичного ускорения в пересоединяющем токовом слое) ускорение электронов в корональной магнитной ловушке, которая сжимается в поперечном направлении и уменьшается по длине во время импульсной фазы вспышки. В настоящей статье мы детально исследуем данный эффект в контексте более реалистичного сценария вспышки, когда за время всплеска в жестком рентгеновском диапазоне существовал целый ансамбль ловушек, каждая из которых находилась на разных этапах своей эволюции: формирование, коллапс, уничтожение. Полученные в работе результаты указывают не только на существование ускорения Ферми первого порядка и бетатронного нагрева электронов в солнечных вспышках, но и на высокую их эффективность. На примере высокоточных наблюдений конкретной вспышки предсказанные ранее теоретические особенности модели находят убедительные подтверждения. Ref.: Грицык П. А., Сомов Б. В. // Письма в "Астрономический журнал" (Астрономия и космическая астрофизика). — 2017. — Т. 43, № 9. — С. 676–686. 5) Об эффективном механизме генерации ударных волн в спокойном переходном слое Солнца. В проблеме нагрева короны Солнца обычно постулируются две конкурирующие фундаментальные гипотезы: нагрев нановспышками и нагрев волнами. В рамках второй из них предполагается, что из конвективной зоны приходят акустические и магнитогидродинамические возмущения, амплитуда которых нарастает при распространении в среде с падающей плотностью. Формирующиеся при этом ударные волны нагревают корону. В данной работе мы обращаем внимание на еще один, весьма эффективный процесс генерации ударных волн, который может реализоваться при определенных условиях, характерных для спокойных областей на Солнце. В приближении стационарной диссипативной гидродинамики нами показано, что в спокойном переходном слое между короной и хромосферой ударная волна может возникать за счет падения вещества из короны в хромосферу. Такая ударная волна направлена вверх, и ее диссипация в короне возвращает часть кинетической энергии падающего вещества в тепловую энергию короны. Обсуждаются перспективы разработки количественной нестационарной модели явления. Ref.: Дунин-Барковская О. В., Сомов Б. В. // Письма в "Астрономический журнал" (Астрономия и космическая астрофизика). — 2017. — Т. 43, № 8. — С. 624–630. 6) Вспышечная активность Солнца и вариации УФ-излучения в 24 цикле. Анализируются вспышечная активность Солнца и потоки в ультрафиолетовом диапазоне в 24-м цикле. В отличие от 21-23-го циклов, где самые мощные вспышки наблюдались на ветви спада, наиболее крупные вспышки (>X2.7) в 24-м цикле произошли на ветви роста и в максимуме. Регресcионные зависимости УФ-индексов от общего уровня излучения Солнца значительно различаются для 24-го цикла в сравнении с 21-23-м циклами. Обнаружено, что для вспышки 09.08.2011 (по наблюдениям SDO и GOES-15) распространение вспышки происходит по направлению от верхней короны к нижней короне и хромосфере. Исследование N-S асимметрии в распределении вспышек в 24-м цикле показало, что наблюдается сильное преобладание вспышек в N-полушарии в 2011 г. и в S-полушарии в 2014г. Найдено, что в 23 и 24-м циклах задержки начала протонных событий от начала вспышки, вызывающей это событие, характеризуются распределением с ярко выраженным максимумом, который соответствует задержке в 2 часа, как для протонов с энергиями >10 МэВ, так и с энергиями >100 МэВ. Ref.: Бруевич Е. А., Якунина Г. В. // Астрофизика. — 2017. — Т. 60, № 3. — С. 419–433. Bruevich E. A., Kazachevskaya T. V., Yakunina G. V. // Geomagnetism and Aeronomy. — 2017. — Vol. 57, no. 8. — P. 1–12. | ||
4 | 1 января 2018 г.-31 декабря 2018 г. | Физика Солнца и плазменная астрофизика |
Результаты этапа: 1) О разрывных течениях плазмы вблизи пересоединяющего токового слоя в солнечных вспышках. Продолжено изучение двумерной системы уравнений магнитной гидродинамики в приближении сильного магнитного поля вблизи токовых конфигураций, состоящих из токовых слоев с присоединенными ударными волнами; при этом допускается возможность распада токового слоя на параллельные ленты. Для весьма общих токовых конфигураций решена задача о расчете магнитного поля, представляющая основную трудность при изучении рассматриваемых течений плазмы. При этом построение магнитного поля сведено к нахождению новых аналитических представлений для обобщенной гипергеометрической функции многих переменных (естественным образом возникающей во многих задачах теоретической физики). Bezrodnykh S.I. Analytic continuation of the Lauricella function with arbitrary number of variables // Integral Transforms and Special Functions, vol. 29, № 1, p. 21-42 (2018) 2) Ускорение электронов в коллапсирующих магнитных ловушках во время солнечной вспышки 19 июля 2012 г. Природа жесткого рентгеновского излучения солнечных вспышек хорошо известна. Наблюдаемое излучение, как в короне, так и в хромосфере состоит из двух компонент: нетепловой и тепловой. Нетепловая компонента обусловлена тормозным излучением ускоренных электронов, тепловая тормозным излучением нагретых электронов плазмы. Вследствие того, что спектры нетеплового и теплового жесткого рентгеновского излучения частично перекрываются, их корректная интерпретация напрямую зависит от точности кинетических моделей, описывающих распространение в атмосфере Солнца убегающих электронов тепловой и нетепловой природы. Эволюция функции распределения последних, т.е. электронов, ускоренных в области магнитного пересоединения, точно описывается в приближении современных моделей толстой мишени с обратным током. В настоящей работе рассмотрена модель теплового убегания электронов, было найдено аналитическое решение соответствующего кинетического уравнения, в котором учтены кулоновские столкновения. Сделаны оценки степени поляризации излучения, которая не превышает ~5%. Полученная функция распределения может быть также использована для расчета спектра теплового рентгеновского излучения и, как следствие, интерпретации наблюдений тепловой компоненты в рентгеновском спектре вспышки. Gritsyk P.A., Somov B.V. Electron acceleration in collapsing magnetic traps during the solar flare on July 19, 2012: observations and models // Proceedings of the International Astronomical Union, vol. 335, р. 90 (2018) 3) Топологическая модель анемонных микровспышек в солнечной хромосфере. Хромосферные анемонные микровспышки, обнаруженные спутником Hinode около десятилетия назад, являются специфическими транзиентными явлениями, начинающимися с возникновения нескольких светящихся лент на поверхности хромосферы и завершающимися их эрупцией вверх. В то время как эруптивная стадия анемонных микровспышек уже изучена к настоящему времени достаточно подробно, количественная теория формирования их начальной структуры с несколькими лентами в основании до сих пор не разработана. Нами построена достаточно простая, но общая модель источников магнитного поля, которая способна воспроизводить все наблюдаемые разновидности светящихся лент при изменении всего одного свободного параметра. В качестве рабочего инструмента использована модель магнитного поля Горбачева-Кельнера-Сомова-Шварца (GKSS), первоначально предложенная около тридцати лет назад для объяснения быстрого инициирования магнитного пересоединения на значительных пространственных масштабах при очень малых вариациях магнитных источников. Именно эта модель оказалась эффективной также для описания многоленточной структуры в анемонных вспышках. Как вытекает из результатов нашего численного моделирования, смещение одного из магнитных источников (солнечного пятна) относительно трех других приводит к трансформации трехленточной структуры к четырехленточной, а затем обратно к трехленточной, но с совершенно иной пространственной конфигурацией. Соответствующие структуры весьма близки к наблюдаемым картинам свечения в анемонных микровспышках. Dumin Yu.V., Somov B.V. Topological model of the anemone microflares in the solar chromosphere. arXiv:1811.06214v1 [astro-ph.SR] (2018), на рассмотрении в Astronomy & Astrophysics. 4) О распределении ярких петель во вспышечных аркадах на Солнце. Спутниковые наблюдения Солнца в далеком ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах демонстрируют образование корональных аркад ярких петель во многих солнечных вспышках. Яркость петель неравномерно распределена вдоль вспышечной аркады, что говорит о пространственно неоднородном энерговыделении в процессе вспышки. В попытке понять физическую природу этого явления, мы решили в приближении диссипативной МГД линейную задачу устойчивости малых возмущений в однородной плазме без на начального магнитного поля с космическим обилием элементов. В заданных условиях изучена тепловая неустойчивость плазмы при наличии джоулева нагрева, теплопроводности и оптически тонкого лучистого охлаждения. Неустойчивость возникает при подавлении плазменной тепло- и электропроводности возмущением магнитного поля в среде. На линейной фазе неустойчивость нарастает за зарактерное время лучистого охлаждения плазмы. Предложенный механизм тепловой неустойчивости полезен для интерпретации пространственного распределения отдельных ярких корональных петель в солнечных вспышках. Результат готовится к печати, ведется анализ спутниковых наблюдений корональных вспышечных аркад. Исполнитель: Леденцов Л.С. 5) Анализ характеристик 22-24 циклов солнечной активности. Анализ солнечной активности имеет большое практическое значение для понимания физических явлений, происходящих на Солнце, прогнозирования космического климата и процессов в земной атмосфере. Исследованы индексы активности : относительное число солнечных пятен; поток радиоизлучения F(10.7); поток ультрафиолетового излучения в линии MgII 280 нм; поток ультрафиолетового излучения в линии Лайман-альфа 121.6 нм, а также солнечная постоянная - TSI. Анализ 24 цикла солнечной активности, самого слабого среди всех циклов за последние сто лет показал, что относительные различия в амплитудах вариаций индексов активности от минимума к максимуму цикла существенно изменяются при переходе от циклов 22 и 23 к 24 циклу. При этом число солнечных пятен и поток в линии FLα сильно уменьшились уже в 23 цикле по сравнению с циклом 22. Все остальные расмотренные индексы активности в 22 и 23 циклах имеют примерно одинаковые амплитуды и уменьшаются в 2 раза в 24 цикле. Изучение эффекта гистерезиса между индексами активности и F(10.7) в 24 цикле показал, что в слабом 24 цикле существуют значимые различия регрессионных коэффициентов на фазах роста и спада цикла. Учет влияния эффекта гистерезиса в 24 цикле дает возможность уточнить прогноз вариаций УФ-индексов и солнечной постоянной в слабых циклах. Бруевич Е.А., Бруевич В.В., Якунина Г.В. Циклические вариации потоков солнечного излучения в начале XXI века // Вестник Московского университета. Серия 3: Физика, астрономия, т. 73, № 2, с. 93-99 (2018) 6) Изготовление и отладка спектрогелиографа на ПЗС-камере для телескопа АТБ-1. В связи с неустойчивой работой токосъемников солнечного телескопа АТБ-1 была переделана электрическая схема привода вращения купола и открывания створок. Кроме наблюдений активных процессов на Солнце с помощью спектрогелиографа (СГГ) на ПЗС-линейке основное внимание уделялось изготовлению и отладке СГГ на ПЗС-камере. К концу сезона прибор был не только изготовлен и испытан, но и получены первые результаты, показавшие его высокую эффективность. Новый СГГ позволяет получать последовательность спектрогелиограмм в любой точке профиля избранной линии, с возможностью регистрации полей скоростей на разных уровнях в атмосфере Солнца, что особенно важно для изучения активных процессов. Разрабатано и отлажено программное обеспечение для СГГ, создан пользовательский интерфейс. Подана статья в журнал «Приборы и техника эксперимента». Будет подана заявка на изобретение. В следующем году предполагается полностью отработать программное обеспечение и методику наблюдений и получить качественные серии монохроматических наблюдений. Исполнители: Никулин И.Ф. и Верещагин Ф.В. | ||
5 | 1 января 2019 г.-31 декабря 2019 г. | Физика Солнца и плазменная астрофизика |
Результаты этапа: В рамках работы над темой был исследован ряд вопросов плазменной астрофизики, большинство из которых имеют непосредственное применение в физике Солнца. 1) Топологическое инициирование магнитного пересоединения. Исследован вопрос о наиболее типичной структуре трехмерной нулевой точки и установлено, что с подавляющей вероятностью реализуются неосесимметричные конфигурации с шестью асимптотическими направлениями ("шестихвостки"). Нулевые точки магнитного поля типа "шестихвостки", в принципе, неоднократно рассматривались в предшествующих работах различных авторов [Parnell C.E., Smith J.M., Neukirch T., Priest E.R. Phys. Plasmas, v.3, p.759, 1996]. Однако при этом не было осознано, что именно они должны играть доминирующую роль при трехмерном магнитном пересоединении. Более того, традиционно считалось, что в общем случае должны реализовываться осесимметричные структуры "пропеллерного" типа [Pontin D.I. Adv. Space Res., v.47, p.1508, 2011]. Таким образом, произведенные нами расчеты существенно корректируют ранее существовавшую точку зрения на трехмерное магнитное пересоединение в магнитных полях сложной структуры, в частности, в турбулентных магнитных полях. Анализ наиболее вероятной структуры трехмерной нулевой точки был произведен нами с использованием параметризации случайного магнитного поля в сферической системе координат. Это позволило исключить из рассмотрения "нефизические" степени свободы, присутствовавшие при анализе в декартовых координатах [Parnell C.E., Smith J.M., Neukirch T., Priest E.R. Phys. Plasmas, v.3, p.759, 1996], и тем самым сделать однозначные статистические предсказания. Ref.: Думин Ю. В., Сомов Б. В. О наиболее типичной структуре трехмерного магнитного пересоединения // Письма в "Астрономический журнал". — 2016. — Т. 42, № 11. — С. 850–858. Проведено исследование модели "топологического триггера", т.е. возможности инициирования магнитного пересоединения быстро движущейся нулевой точкой при топологически-неустойчивой конфигурации магнитных полей [Горбачев В.С., Кельнер С.Р., Сомов Б.В., Шварц А.С. Астрон. журн., т.65, с.601, 1988]. Проведенные численные расчеты подтвердили уже известные параметры движения быстрой нулевой точки. Таким образом, данная модель лучше всего применима не к большим солнечным вспышкам, а скорее к пространственно-протяженным, но относительно слабым по энерговыделению микровспышкам. С учетом этого обстоятельства был произведен поиск быстрых пространственно-протяженных микровспышек в хромосфере Солнца по измерениям на спутнике Hinode в линии Ca II. При этом цель состояла в поиске таких особенностей свечения, которые могли бы быть идентифицированы со специфическими чертами "топологического триггера". В результате, было найдено несколько случаев, в той или иной степени обладающих искомыми свойствами. В первую очередь, это – наличие светящейся дуги, расположенной в области сложной полярности магнитного поля, т.е. вблизи мелких солнечных пятен, но не опирающейся своими концами непосредственно на эти пятна. Более того, скорость развития свечения в некоторых из этих дуг оказалась весьма высока по сравнению с характерными альвеновскими скоростями, что и могло бы быть связано с эффектом "топологического триггера". Сопоставление наблюдаемых картин эмиссии в линии CaII с соответствующими магнитограммами, а также с теоретически предсказываемой интенсивностью энерговыделения в окрестности перемещающейся трехмерной нулевой точки позволит дать однозначный ответ о роли "топологического триггера" в инициировании хромосферных микровспышек, а также возможно и о его проявлении в других астрофизических объектах. Ref.: Dumin Y. V., Somov B. V. Observation of "topological" microflares in the solar atmosphere // Research Notes of the American Astronomical Society. — 2017. — Vol. 1, no. 1. — P. 15. Хромосферные анемонные микровспышки, обнаруженные спутником Hinode около десятилетия назад, являются специфическими транзиентными явлениями, начинающимися с возникновения нескольких светящихся лент на поверхности хромосферы и завершающимися их эрупцией вверх. В то время как эруптивная стадия анемонных микровспышек уже изучена к настоящему времени достаточно подробно, количественная теория формирования их начальной структуры с несколькими лентами в основании до сих пор не разработана. Нами построена достаточно простая, но общая модель источников магнитного поля, которая способна воспроизводить все наблюдаемые разновидности светящихся лент при изменении всего одного свободного параметра. В качестве рабочего инструмента использована модель магнитного поля Горбачева-Кельнера-Сомова-Шварца (GKSS), первоначально предложенная около тридцати лет назад для объяснения быстрого инициирования магнитного пересоединения на значительных пространственных масштабах при очень малых вариациях магнитных источников. Именно эта модель оказалась эффективной также для описания многоленточной структуры в анемонных вспышках. Как вытекает из результатов нашего численного моделирования, смещение одного из магнитных источников (солнечного пятна) относительно трех других приводит к трансформации трехленточной структуры к четырехленточной, а затем обратно к трехленточной, но с совершенно иной пространственной конфигурацией. Соответствующие структуры весьма близки к наблюдаемым картинам свечения в анемонных микровспышках. Ref.: Dumin Y. V., Somov B. V. Topological model of the anemone microflares in the solar chromosphere // Astronomy and Astrophysics. — 2019. — Vol. 623. — P. L4. 2) Расчет течений плазмы в приближении сильного магнитного поля. Рассмотрена модель воздействия ударной волны от сверхновой звезды на магнитосферу нейтронной звезды. Предполагается, что течение плазмы внутри магнитосферы происходит под действием сильного магнитного поля, которое создает нейтронная звезда, а все остальные силы (газодинамические, гравитационные и др.) малы по сравнению с магнитной. Такое приближение вполне оправдано, поскольку напряженность магнитного поля вблизи таких звезд может достигать $10^{11}$ Гс и более. Отметим, что граница магнитосферы заранее неизвестна и формируется из условия равенства на ней внутреннего магнитного и внешнего газового давлений; внешнее давление создает ударная волна, пришедшая от взрыва сверхновой звезды. При этом в магнитосфере формируется токовый слой, в котором существуют участки прямого и обратного тока. Наличие обратного тока делает магнитосферу нестабильной, в связи с чем важное значение имеют характеристики тока в токовом слое, в том числе величина обратного тока, а также величина магнитной силы, действующей на обратный ток. В рамках проекта построено исчерпывающее решение задачи о форме границы магнитосферы и нахождении магнитное поля внутри нее. С помощью найденного решения этой задачи получена явная формула для распределения плотности тока в токовом слое, расположенном в магнитосферном хвосте. Найдены величины прямого и обратного токов. Вычислена сила, с которой магнитное поле действует на токовый слой. Построенное нами аналитическое решение позволяет выявить весьма важные и сложные закономерности в физических процессах, протекающих в нестационарных неравновесных магнитосферах нейтронных звезд, что затруднительно даже при использовании современных численных алгоритмов решения МГД уравнений. Попытки построения рассматриваемой нами и аналогичных задач прослеживаются, начиная с классических работ известных авторов [Chapman S., Ferraro V.C.A. Terr. Mag., v.36, p.171, 1931; Жигулев В.Н. Докл. Акад. Наук, т.126, с.521, 1959; Жигулев В.Н., Ромишевский Е.А. Докл. Акад. Наук, т.127, с.1001, 1959; Unti T., Atkinson G. Journ. Geophys. Res. Spec. Phys., v.73, p.7319, 1968; Оберц П., Геомаг. и аэр., т. 13, с. 896, 1973], однако найденное нами аналитическое решение, по-видимому, является первым решением такого типа. Решение задачи о взаимодействии ударной волны от сверхновой с магнитным полем нейтронной звезды осуществлено с помощью оригинального метода, развитого авторами для задач со свободной границей. Этот метод основан на сведении такого типа задач к последовательному решению двух задач типа Римана - Гильберта, искомые функции для которых записаны в виде интеграла типа Кристоффеля - Шварца. Такой интеграл не только более удобен для численной реализации, чем классические представления теории потенциала, но и придает явный геометрический смысл магнитному полю и параметрам модели, что доставляет эффективный аппарат для качественного изучения рассматриваемых астрофизических явлений. Ref.: Bezrodnykh S. I., Somov B. V. An analysis of magnetic field and magnetosphere of neutron star under effect of a shock wave // Advances in Space Research. — 2015. — Vol. 56. — P. 964–969. Рассмотрена модель течения плазмы в окрестности пересоединяющего токового слоя с присоединенными ударными волнами. Предполагается, что магнитное поле, скорость течения и плотность плазмы удовлетворяют уравнениям идеальной магнитной гидродинамики в приближении сильного магнитного поля. Свободными параметрами модели являются геометрические размеры токовой конфигурации, а также граничные условия - величина нормальной компоненты магнитного поля на ударных волнах и его градиент на бесконечности. В условиях солнечной короны рассматриваемая система содержит малый параметр - отношения характерной скорости течения к характерному значению альфвеновской скорости. Благодаря наличию такого параметра исходную задачу удалось "расщепить" на три последовательно решаемые задачи, первая из которых – задача Римана – Гильберта относительно магнитного поля, вторая и третья – начально-краевые задачи относительно распределения скорости и плотности плазмы соответственно. С помощью предложенного метода дан расчет искомых полей, описывающих течение, для широкого диапазона указанных выше параметров модели и проведено детальное исследование характера преломления магнитного поля, скорости и плотности плазмы на ударных волнах, с помощью чего выяснены возможные типа ударных волн и условия перехода между ними. Намечен подход для совершенствования рассматриваемой модели на основе учета градиента газового давления и более реальных с физической точки зрения краевых условий. Используемый метод решения системы идеальной магнитной гидродинамики является оригинальным и позволяет решать эту сложную нелинейную систему уравнений с частными производными (в рассматриваемом приближении, адекватном условиям солнечной короне) с гарантируемой точностью. Вместе с тем алгоритмы, предложенные в классических работах [Брушлинский К.В., Заборов А.М., Сыроватский С.И., Физика плазмы, т.6, Biskamp D. Phys. Fluids, v.29, p.1520, 1986; Shimizu T., Ugai M. Phys. Plasmas, v.10, p.921, 2003;], а также в ряде современных работ [см., например, Ugai M. Phys. Plasmas, v.15, p.082306, 2008] не позволили с достаточной степенью точности численно моделировать течения в области пересоединения. В частности, численный метод, использованный в цитированной работе Брушлинского К.В., Заборова А.М., Сыроватского С.И. хотя и позволил показать возможность формирования токовой конфигурации, включающей ударные волны, однако не дал возможности установить ключевой эффект падения плотности вблизи токовой конфигурации. Такой эффект для модели с ударными волнами установлен в настоящей работе. Построенное решение задачи Римана – Гильберта для магнитного поля основано на применении высокоэффективного метода конформного отображения (для преобразования области пересоединения к верхней полуплоскости) и нового представления для задачи в полуплоскости в виде интеграла типа Кристоффеля – Шварца (значительно более эффективного, чем традиционные представления через интегралы типа Коши). Задача для скорости и плотности плазмы решена с помощью численного метода, опирающегося на метод Рунге – Кутты с использованием аналитического решения для магнитного поля. Для идентификации различных типов присоединённых разрывов использована классификация разрывных решений в МГД [Леденцов Л. С., Сомов Б. В. // УФН, т.185, с.113, 2015]. В дальнейшем планируется сравнение полученных результатов по расчету течений плазмы в окрестности токового слоя с присоединенными ударными волнами с численными экспериментами по магнитному пересоединению, с одной строны, с целю совершенствования рассматриваемой модели, а с другой - для демонстрации преимущества развиваемого подхода по сравнению с решением полномасштабной системы МГД-уравнений. Ref.: Безродных С. И., Колесников Н. П., Сомов Б. В. // Астрономический журнал. — 2017. — Т. 94, № 3. — С. 259–276. Ref.: Bezrodnykh S. I. Analytic continuation of the lauricella function f_dn with arbitrary number of variables // Integral Transforms and Special Functions. — 2018. — Vol. 29, no. 1. — P. 21–42. По материалам исследовния защищена диссертация: Безродных С.И., Сингулярная задача Римана - Гильберта, гипергеометрическая функция Лауричеллы и приложения к астрофизике // Диссертация на соискание ученой степени доктора физ.-мат. наук (Математическая физика -- 01.01.03). — Защищена 14 сентября 2017 в дис. совете Д 002.073.03 — Москва, 2017. 3) МГД теория разрывных течений и токовых слоев. Законы сохранения на поверхности разрыва в идеальной магнитной гидродинамике (МГД) допускают возможность смены типа разрыва при постепенном (непрерывном) изменении условий течения плазмы. При этом должны существовать так называемые переходные решения, удовлетворяющие одновременно двум типам разрывов. На основе полной системы граничных условий для уравнений МГД получен конкретный вид переходных решений, а также выражение, в явном виде описывающее изменение внутренней энергии плазмы, протекающей через разрыв. Это позволило, во-первых, построить обобщенную схему незапрещенных переходов между МГД разрывами, а во-вторых, исследовать зависимость нагрева плазмы от значений плотности и конфигурации магнитного поля вблизи поверхности разрыва. Изучена возможность нагрева “сверх-горячей” (с электронной температурой больше 10 кэВ) плазмы в солнечных вспышках. Показано, что наилучшие условия для такого нагрева осуществляются в окрестности пересоединяющего токового слоя, обеспечивающего выделение энергии во вспышке. Представлен обзор современного состояния теории МГД разрывных течений и ее приложений к физике магнитного пересоединения в астрофизической плазме, лабораторном и численном моделировании. Акцент сделан на изучении непрерывных переходов между разрывами различных типов. Описаны свойства пересоединяющего токового слоя Сыроватского и показана возможность распада токового слоя на систему МГД разрывов. В рамках аналитической модели магнитного пересоединения произведен анализ системы ударных волн, связанных с токовым слоем. Ref.: Леденцов Л. С., Сомов Б. В. Разрывные течения плазмы в магнитной гидродинамике и физике магнитного пересоединения // Успехи физических наук. — 2015. — Т. 185, № 2. — С. 113–142. Ref.: Ledentsov L. S., Somov B. V. MHD discontinuities in solar flares: continuous transitions and plasma heating // Advances in Space Research. — 2015. — Vol. 56, no. 12. — P. 2779–2792. С целью интерпретации современных спутниковых наблюдений последовательного увеличения яркости корональных петель в солнечных вспышках решена задача о тепловой устойчивости малых возмущений однородного пересоединяющего токового слоя. В рамках магнитогидродинамического приближения показано, что условием неустойчивости служит эффективное подавление теплопроводности плазмы возмущением магнитного поля внутри слоя. Неустойчивость в линейной фазе нарастет за характерное время лучистого охлаждения плазмы. В результате неустойчивости в токовом слое может образовываться периодическая структура холодных и горячих волокон, расположенных поперек направления электрического тока. Предлагаемый механизм тепловой неустойчивости пересоединяющего токового слоя полезен для объяснения последовательного увеличения яркости, “поджига”, вспышечных петель в солнечных вспышках. На нелинейной стадии неустойчивости в токовом слое следует ожидать формирование периодической структуры холодных и горячих трубок магнитного потока, "волокон", расположенных поперек направления тока. Предлагаемый механизм тепловой неустойчивости токового слоя может объяснять последовательное увеличение яркости, "поджиг", в аркадах магнитных петель в солнечных вспышках. Мы предполагаем, что рассматриваемый процесс тепловой неустойчивости является причиной формирования корональных аркад горячих петель с холодной сердцевиной. На нелинейной стадии развития тепловой неустойчивости внутри токового слоя формируются холодные плотные волокна, окруженные высокотемпературной разреженной плазмой [B. V. Somov, Physical Processes in Solar Flares, Kluwer Academic Publ., Dordrecht, Boston, London (1992)]. При этом картина пересоединения становится существенно трехмерной. Корональная плазма втекает в слой и нагревается до высоких температур благодаря джоулевой диссипации магнитного поля в условиях аномальной проводимости. Высокотемпературная плазма является источником мягкого рентгеновского излучения и тепловых потоков, направленных вдоль линий магнитного поля. Высокотемпературная плазма поступает внутрь волокон, охлаждается излучением и сжимается. Два последних процесса принято объединять под названием “конденсационная мода” тепловой неустойчивости [G. B. Field, Astrophys. J., v.142, p.531, 1965; Б. В. Сомов, С. И. Сыроватский, УФН, т.120, с.217, 1976]. Холодная плазма вытекает из слоя вдоль волокон со скоростями, близкими к альвеновской, как и в обычных двумерных моделях пересоединения, но при значительно более высоких плотностях. Ref.: Леденцов Л. С., Сомов Б. В. Тепловая неустойчивость пересоединяющего токового слоя в солнечных вспышках // Письма в "Астрономический журнал". — 2016. — Т. 42, № 12. — С. 925–934. Многочисленные наблюдения демонстрируют, что энергия солнечной вспышки распределяется неравномерно вдоль пересоединяющего токового слоя. Происходит последовательное увеличение яркости отдельных пространственно разнесенных вспышечных петель [Vorpahl J.A. Astrophys. J., v.205, p.868, 1976; Krucker S., Hurford G.J., Lin R.P., Astrophys. J., v.595, p.L103, 2003; Reva A., Shestov S., Zimovets I., Bogachev S., Kuzin S. Solar Phys., v.290, p.2909, 2015]. Таким образом, наиболее интенсивное пересоединение идет в отдельных областях токового слоя, расположенных над яркими вспышечными петлями. При этом оно перемещается вдоль нейтральной линии фотосферного магнитного поля, т.е. бежит вдоль аркады вспышечных петель. Причиной такого неравномерного выделения энергии могут служить различные неустойчивости токового слоя, например, разрывная (tearing) неустойчивость [Furth H.P., Killeen J., Rosenbluth M.N., Phys. Fluids v.6, p.459, 1963; Somov B.V., Verneta А.I., Space Sci. Rev., v.65, p.253, 1994 ]. Для объяснения наблюдаемого эффекта результатом неустойчивости должно быть периодическое или квазипериодическое изменение параметров токового слоя вдоль направления тока. Неоднократно рассматривались модели развития подобных неустойчивостей за счет взаимодействия токового слоя с МГД волнами [Nakariakov V.M., Foullon C., Verwichte E., Young N.P. Astron. Astrophys., v.452, p.343, 2006; Artemyev A., Zimovets I., Solar Phys. v.277, p.283, 2012 ]. Однако все эти модели не учитывали особенности теплового баланса внутри токового слоя [Somov B.V., Syrovatskii S.I. Solar Phys., v.75, p.237, 1982], что и было сделано в нашей работе. Мы развиваем идею о тепловой природе неустойчивости предвспышечного токового слоя [Сыроватский С.И., Письма в Астрон. журн., т.2, с.35, 1976]. В одножидкостном МГД-приближении мы формулируем и решаем задачу об устойчивости плоского однородного токового слоя с учетом джоулева нагрева, теплопроводного перераспределения энергии внутри токового слоя и лучистого охлаждения плазмы в нем. Ref.: Леденцов Л. С., Сомов Б. В. Тепловая неустойчивость пересоединяющего токового слоя как триггер вспышек на Солнце // Журнал экспериментальной и теоретической физики. — 2017. — Т. 152, № 2. — С. 405–415. 4) Моделирование процесса распространения ускоренных в солнечной вспышке электронов. Хорошо известно, что ускоренные в солнечной вспышке электроны порождают всплески электромагнитного излучения. Наблюдения вспышек в различных диапазонах являются хорошим инструментом проверки точности современных кинетических моделей, описывающих процесс распространения электронов от границ области ускорения (пересоединяющего токового слоя в короне) до плотных слоёв хромосферы. На примере солнечной вспышки 19 июля 2012 года показана высокая точность предлагаемой нами модели толстой мишени с обратным током при описании как хромосферного жёсткого рентгеновского источника, так и коронального. Кроме того, получены точные оценки микроволнового спектра. Показано, что при модельном описании вспышки необходим учёт не только обратного тока, но и дополнительное ускорение частиц в коллапсирующей магнитной ловушке. Ref.: Грицык П. А., Сомов Б. В. Рентгеновское и микроволновое излучение солнечной вспышки 19 июля 2012 года: высокоточные наблюдения и кинетические модели // Письма в "Астрономический журнал". — 2016. — Т. 42, № 8. — С. 586–599. Продолжено изучение вопроса об ускорении электронов в корональных магнитных ловушках во время солнечных вспышек. Модель вспышки рассмотрена в контексте более реалистичного сценария, когда за время всплеска в жестком рентгеновском диапазоне существовал целый ансамбль ловушек, каждая из которых находилась на разных этапах своей эволюции: формирование, коллапс, уничтожение. В такой ситуации можно предположить наблюдаемую картину жёсткого рентгеновского излучения, когда при ярком корональном источнике отсутствует излучение из хромосферных оснований вспышечной петли, что обусловлено эффективным удержанием электронов в корональной магнитной ловушке. Рентгеновские наблюдения на спутнике RHESSI, подтверждающие данное предположение, нами обнаружены в начале импульсной фазы вспышки 19 июля 2012 года. Также для данного события оценена роль бетатронного нагрева и ускорения Ферми первого порядка. Как следствие, сформирована более полная кинетическая модель вспышки в короне и хромосфере. Полученный результат является убедительным подтверждением существования и эффективного действия механизмов ускорения электронов в коллапсирующих магнитных ловушках. Непосредственные рентгеновские наблюдения данных процессов с высоким пространственным разрешением с хорошей точностью интерпретируются предлагаемыми моделями. Подобные результаты в данном вопросе не встречались в публикациях других авторов. Разрабатываемые нами модели коронального и хромосферного источников жёсткого рентгеновского излучения солнечной вспышки основаны на аккуратном аналитическом решении кинетического уравнения, описывающего распространение в короне и хромосфере Солнца ускоренных в токовом слое частиц. Модель коллапсирующей магнитной ловушки, описывающая дополнительное ускорение частиц вне пересоединяющего токового слоя, также является аналитической. Ref.: Грицык П. А., Сомов Б. В. // Письма в "Астрономический журнал" (Астрономия и космическая астрофизика). — 2017. — Т. 43, № 9. — С. 676–686. Природа жесткого рентгеновского излучения солнечных вспышек хорошо известна. Наблюдаемое излучение, как в короне, так и в хромосфере состоит из двух компонент: нетепловой и тепловой. Нетепловая компонента обусловлена тормозным излучением ускоренных электронов, тепловая тормозным излучением нагретых электронов плазмы. Вследствие того, что спектры нетеплового и теплового жесткого рентгеновского излучения частично перекрываются, их корректная интерпретация напрямую зависит от точности кинетических моделей, описывающих распространение в атмосфере Солнца убегающих электронов тепловой и нетепловой природы. Эволюция функции распределения последних, т.е. электронов, ускоренных в области магнитного пересоединения, точно описывается в приближении современных моделей толстой мишени с обратным током. В настоящей работе рассмотрена модель теплового убегания электронов, было найдено аналитическое решение соответствующего кинетического уравнения, в котором учтены кулоновские столкновения. Сделаны оценки степени поляризации излучения, которая не превышает ~5%. Полученная функция распределения может быть также использована для расчета спектра теплового рентгеновского излучения и, как следствие, интерпретации наблюдений тепловой компоненты в рентгеновском спектре вспышки. Опубликована статья в трудах симпозиума международного астрономического союза. Ref.: Грицык П. А., Сомов Б. В. Аналитическая модель распространения тепловых убегающих электронов в солнечных вспышках // Письма в "Астрономический журнал". — 2019. — Т. 45, № 4. — С. 279–289. Предложена модель распространения тепловых убегающих электронов в солнечных вспышках, основанная на аналитических решениях кинетического уравнения с интегралом столкновений Ландау. Показано, что кулоновские столкновения и электрическое поле обратного тока делают поток убегающих электронов почти изотропным. Найденные функции распределения электронов использованы для оценки поляризации жесткого рентгеновского излучения вспышек. В силу малой анизотропии потока электронов поляризация их тормозного излучения не превышает 3-4 %. Это порождает большие трудности для будущих внеатмосферных наблюдений поляризации. Рассмотрены перспективы космических экспериментов по измерению поляризации жесткого рентгеновского излучения вспышек на Солнце. Ref.: Грицык П. А., Сомов Б. В. О тепловых убегающих электронах и поляризации рентгеновского излучения во вспышках на Солнце // Журнал экспериментальной и теоретической физики. — 2019. — Т. 156, № 5(11). — С. 1016–1028. По материалам исследовния защищена диссертация: Грицык П.А., Аналитические модели ускорения и взаимодействия с атмосферой Солнца электронов во время вспышки // Диссертация на соискание ученой степени кандидата физ.-мат. наук (Физика Солнца --01.03.03). — Защищена 16.10.2019 в дис. совете МГУ.01.05. — Москва, 2019. — С. 132. 5) Переходный слой между короной и хромосферой Солнца. В соответствии с современными представлениями, корона и хромосфера Солнца разделены тонким переходным слоем сложной структуры. Исследованы свойства плазмы переходного слоя, заключенной в отдельно взятой магнитной трубке. Для различных скоростей потока плазмы, задаваемых на нижней границе переходного слоя, рассчитаны зависимости плотности, давления и скорости течения плазмы от еѐ температуры вдоль магнитной трубки, один конец которой находится в хромосфере, а другой - в короне. В случае, когда гравитацией можно пренебречь, эти зависимости получены в аналитическом виде. Показано наличие трех диапазонов скорости, для которых: (а) возможно возбуждение ударных волн в переходном слое, (б) переходный слой можно рассматривать в классическом столкновительном приближении, (в) процесс нагрева плазмы в переходном слое близок к режиму p = const, а рассчитанное жесткое ультрафиолетовое (EUV) излучение хорошо согласуется с современными спутниковыми наблюдениями. На основе полученных результатов сделан вывод, что в общем случае, при наличии потока плазмы, спокойный переходный слой между короной и хромосферой следует рассматривать в классическом приближении кулоновских столкновений. Ref.: Дунин-Барковская О. В., Сомов Б. В. Течения плазмы в спокойном переходном слое на Солнце // Вестник Московского университета. Серия 3: Физика, астрономия. — 2015. — № 2. — С. 74–79. Рассчитаны профили температуры, концентрации и скорости течения плазмы вдоль магнитной трубки, один конец которой находится в короне, а другой погружен в хромосферу на некоторую глубину, в случае вертикально расположенной магнитной трубки с учетом гравитации и течения плазмы вдоль магнитной трубки. Показано, что перенос тепловой энергии вдоль магнитных трубок может быть хорошо описан в приближении классической электронной столкновительной теплопроводности вплоть до больших скоростей в основании переходного слоя. Рассчитанное жесткое ультрафиолетовое (EUV) излучение хорошо согласуется с современными космическими наблюдениями Солнца. Все численные расчеты распределений температуры, концентрации и скорости течения плазмы в переходном слое между короной и хромосферой Солнца сравниваются с полученными в случае горизонтальной трубки аналитическими решениями. Выделение случаев, допускающих аналитическое решение выгодно отличает наш подход от зарубежных работ [Spadaro D., Lanza A.F., Lanzafame A.C., Karpen J.T., Antiochos S.K., Klimchuk J.A., MacNeice P.J. Astrophys. J., v.582, p.486, 2003; Spadaro D., Lanza A.F., Karpen J.T., Antiochos S.K. Astrophys. J., v.642, p.579, 2006 Cargill P.J., Bradshaw S.J., Klimchuk J.A. Astrophys. J., v.752, p.161, 2012; Nita G.M., Fleishman G.D., Kuznetsov A.A., Kontar E.P., Gary D.E. Astrophys. J., v.799, p.236, 2015], где производилось только численное решение системы и виден лишь суммарный результат действия всех физических факторов в совокупности. Ref.: Дунин-Барковская О. В., Сомов Б. В. Физические свойства спокойного переходного слоя между короной и хромосферой Солнца // Письма в "Астрономический журнал". — 2016. — Т. 42, № 12. — С. 908–924. В проблеме нагрева короны Солнца обычно постулируются две конкурирующие фундаментальные гипотезы: нагрев нановспышками и нагрев волнами. В рамках второй из них предполагается, что из конвективной зоны приходят акустические и магнитогидродинамические возмущения, амплитуда которых нарастает при распространении в среде с падающей плотностью. Формирующиеся при этом ударные волны нагревают корону. Мы обращаем внимание на еще один, весьма эффективный процесс генерации ударных волн, который может реализоваться при определенных условиях, характерных для спокойных областей на Солнце. В приближении стационарной диссипативной гидродинамики нами показано, что в спокойном переходном слое между короной и хромосферой ударная волна может возникать за счет падения вещества из короны в хромосферу. Такая ударная волна направлена вверх, и ее диссипация в короне возвращает часть кинетической энергии падающего вещества в тепловую энергию короны. Проблема нагрева короны возникла еще в 40х годах прошлого века. С тех пор предложено большое количество различных механизмов нагрева короны. Основными и наиболее теоретически и наблюдательно проработанными механизмами являются нагрев микровспышками и нагрев короны при диссипации волн, пришедших снизу из конвективной зоны. В основном все современные исследования направлены на определение того, какой из этих механизмов вносит основной вклад в нагрев короны [см. обзоры De Moortel I., Browning P., Phil. Trans. R. Soc. A., 373: 20140269, 2015; Klimchuk J.A., Phil. Trans. R. Soc. A., 373: 20140256, 2015; Velli M., Pucci F., Rappazzo F., Tenerani A. Phil. Trans. R. Soc. A., 373: 20140262, 2015]. Уже стало понятно, что оба механизма важны и в различных ситуациях на первый план выходит тот или другой механизм. Между тем, поскольку корона энергетически не изолированна, множество других механизмов вносят свой, в некоторых случаях, достаточно заметный вклад в нагрев. Так в спокойных областях на Солнце заметно большую роль, чем в активных, играет гравитционное поле Солнца. Падающее вниз под действием гравитации вещество может порождать ударные волны. Однако ударные волны от падающего вещества хорошо изучены только для случая активных областей [см. пионерские работы Гусеинов Р.Э., Имшенник В.С., Палейчик В.В., Астрон. журн., 48, C. 1217, 1971; Somov B.V., Syrovatskii S.I., Spektor A.R., Solar Phys., 73, P.~145, 1981.]. Мы же обращаем внимание на роль падающего вещества в спокойных областях и показываем, что порождаемые им ударные волны могут вносить свой вклад в нагрев короны. Ref.: Дунин-Барковская О. В., Сомов Б. В. // Письма в "Астрономический журнал" (Астрономия и космическая астрофизика). — 2017. — Т. 43, № 8. — С. 624–630. По материалам исследовния защищена диссертация: Дунин-Барковская О.В., Физические свойства переходного слоя между короной и хромосферой Солнца // Диссертация на соискание ученой степени кандидата физ.-мат. наук (Астрофизика и звездная астрономия -- 01.03.02). — Защищена 19 ноября 2015 в дис. совете Д 501.001.86 — Москва, 2019. — С. 118. 6) О температурной инверсии в системах с дальним взаимодействием. В работе [Teles T.N., Gupta S., Di Cintio P., Casetti L. Phys. Rev. E, v.92, p.020101, 2015] высказано предположение о том, что инвертированые профили температуры в различных астрофизических объектах – от солнечной короны до межзвездных молекулярных облаков – могут быть объяснены особенностями релаксации в системах с дальним взаимодействием. Нами показано, что этот механизм может реально работать в самогравитирующих межзвездных газовых облаках; но он не применим в солнечной (или звездной) короне, где стратификация плотности производится с помощью внешнего гравитационного поля. Ref.: Dumin Y. V. Comment on temperature inversion in long-range interacting systems // Physical Review E - Statistical, Nonlinear, and Soft Matter Physics. — 2016. — Vol. 93, no. 6. — P. 066101. 7) Анализ вспышечной активности Солнца Эффект гистерезиса проявляется в неоднозначной взаимосвязи индексов солнечной активности на фазы подъема и спада в цикле. Были проанализированы индексы солнечной активности, характеризующие излучения солнечной фотосферы, хромосферы и корона, а также ионосферные индексы, в частности, индекс критической частоты слоя F2 – fоF2. В циклах 21-23, значительно отличаются по амплитуде и эффект гистерезиса проявляется в разной степени. В звездах солнечного, с выраженной цикличной активностью, похожий на 11-летний период солнечной активности, эффект гистерезиса также был обнаружен при анализе потоков в хромосферных линиях Н и К Са II. Эффект гистерезиса является общим свойством астрономических систем, характеризующихся различными проявлениями циклической активности, связанной с эволюцией во времени магнитных полей. Ref.: Bruevich E. A., Yakunina G. V. General trends in the change in solar activity indices in the period from the late xx to early xxi century // Geomagnetism and Aeronomy. — 2015. — Vol. 55, no. 8. — P. 1060–1065. Ref.: Бруевич Е. А., Якунина Г. В. Циклическая активность Солнца по наблюдениям индексов активности на разных временных шкалах // Вестник Московского университета. Серия 3: Физика, астрономия. — 2015. — Т. 4. — С. 66–74. Проведен анализ эффекта гистерезиса, проявляющегося в неоднозначной взаимосвязи излучения солнечной фотосферы, хромосферы и короны на фазах роста и спада цикла солнечной активности. Эффект гистерезиса характерен не только для пар индексов солнечных циклов, но и для звезд НК-проекта, у которых обнаружены устойчивые циклы активности, аналогичные солнечным. По-видимому эффект гистерезиса является общим свойством астрономических систем, характеризующихся различными проявлениями циклической активности, связанной с эволюцией во времени магнитных полей. Ref.: Бруевич Е. А., Якунина Г. В. Эффект гистерезиса индексов активности атмосфер солнца и звезд солнечного типа на фазах подъема и спада циклов // Астрофизика. — 2016. — Т. 59, № 3. — С. 413–428. Ref.: E. A. Bruevich, G. V. Yakunina, T. V. Kazachevskaya et al. Hysteresis of indices of solar and ionospheric activity during 11-year cycles // Geomagnetism and Aeronomy. — 2016. — Vol. 56, no. 8. — P. 1075–1081. Проанализирована вспышечная активность Солнца и потоки в ультрафиолетовом диапазоне в 24-м цикле. В отличие от 21-23-го циклов, где самые мощные вспышки наблюдались на ветви спада, наиболее крупные вспышки (>X2.7) в 24-м цикле произошли на ветви роста и в максимуме. Регресcионные зависимости УФ-индексов от общего уровня излучения Солнца значительно различаются для 24-го цикла в сравнении с 21-23-м циклами. Обнаружено, что для вспышки 09.08.2011 (по наблюдениям SDO и GOES-15) распространение вспышки происходит по направлению от верхней короны к нижней короне и хромосфере. Исследование N-S асимметрии в распределении вспышек в 24-м цикле показало, что наблюдается сильное преобладание вспышек в N-полушарии в 2011 г. и в S-полушарии в 2014г. Найдено, что в 23 и 24-м циклах задержки начала протонных событий от начала вспышки, вызывающей это событие, характеризуются распределением с ярко выраженным максимумом, который соответствует задержке в 2 часа, как для протонов с энергиями >10 МэВ, так и с энергиями >100 МэВ. Ref.: Бруевич Е. А., Якунина Г. В. Вспышечная активность Солнца и вариации УФ-излучения в 24 цикле // Астрофизика. — 2017. — Т. 60, № 3. — С. 419–433. Ref.: Bruevich E. A., Kazachevskaya T. V., Yakunina G. V. Large flares (m1–x7) in the solar activity cycle 24 // Geomagnetism and Aeronomy. — 2017. — Vol. 57, no. 8. — P. 1077–1085. Анализ солнечной активности имеет большое практическое значение для понимания физических явлений, происходящих на Солнце, прогнозирования космического климата и процессов в земной атмосфере. Исследованы индексы активности : относительное число солнечных пятен; поток радиоизлучения F(10.7); поток ультрафиолетового излучения в линии MgII 280 нм; поток ультрафиолетового излучения в линии Лайман-альфа 121.6 нм, а также солнечная постоянная - TSI. Анализ 24 цикла солнечной активности, самого слабого среди всех циклов за последние сто лет показал, что относительные различия в амплитудах вариаций индексов активности от минимума к максимуму цикла существенно изменяются при переходе от циклов 22 и 23 к 24 циклу. При этом число солнечных пятен и поток в линии FLα сильно уменьшились уже в 23 цикле по сравнению с циклом 22. Все остальные расмотренные индексы активности в 22 и 23 циклах имеют примерно одинаковые амплитуды и уменьшаются в 2 раза в 24 цикле. Изучение эффекта гистерезиса между индексами активности и F(10.7) в 24 цикле показал, что в слабом 24 цикле существуют значимые различия регрессионных коэффициентов на фазах роста и спада цикла. Учет влияния эффекта гистерезиса в 24 цикле дает возможность уточнить прогноз вариаций УФ-индексов и солнечной постоянной в слабых циклах. Ref.: Бруевич Е. А., Бруевич В. В., Якунина Г. В. Циклические вариации потоков солнечного излучения в начале xxi века // Вестник Московского университета. Серия 3: Физика, астрономия. — 2018. — Т. 73, № 2. — С. 93–99. Исследования в крайней ультрафиолетовой (КУФ) и рентгеновской областях солнечного спектра важны в связи с их активной ролью в образовании ионосферы Земли. Фотоны КУФ-диапазона пол- ностью поглощаются в верхних слоях атмосферы Земли и вызывают возбуждение, диссоциацию и ионизацию различных ее компонентов, а в конечном итоге – нагрев атмосферы. Их архивных дан- ных Solar Dynamics Observatory/EUV Variability Experiment (SDO/EVE) нами сформированы ряды ежедневных значений потоков вневспышечного излучения в линиях КУФ-диапазона HeII (30.4 нм), HeI (58.4 нм), CIII (97.7 нм) и FeXVIII (9.4 нм) в 24-м цикле (2010–2017 гг.). Проведено сравнение этих потоков с соответствующими величинами потока радиоизлучения на волне 10.7 см (F10.7) и вневспышечного потока излучения в рентгеновском диапазоне 0.1–0.8 нм (F0.1–0.8) по наблюдениям на спутнике GOES-15. Сравнительный анализ показал наличие тесной связи между солнечным из- лучением в отдельных линиях КУФ-диапазона и потоками F10.7 и F0.1–0.8. Ref.: Bruevich E. A., Yakunina G. V. Flux variations in lines of solar euv radiation beyond flares in cycle 24 // Geomagnetism and Aeronomy. — 2019. — Vol. 59, no. 2. — P. 155–161. Ref.: Bruevich E. A., Kazachevskaya T. V., Yakunina G. V. Variations of solar euv radiation fluxes in hydrogen lines from observations by the timed satellite in cycle 23 and by sdo/eve in cycle 24 // Geomagnetism and Aeronomy. — 2019. — Vol. 59, no. 8. — P. 1048–1054. 8) Наблюдения и анализ магнитных полей и полей скоростей на Солнце. Изучены основные наблюдательные свойства "корональных проборов" - квази-одномерных магнитных структур особого типа, выделенных при сравнении корональных рентгеновских и ультрафиолетовых изображений с солнечными магнитограммами. Они представляют собой каналы внутри однополярных крупномасштабных магнитных полей, образованных рядами магнитных дуг, направленных к соседним полям противоположной направленности. Проанализированы наиболее важные характеристики проборов. С эволюционной и пространственной точек зрения естественно предположить, что проборы могут преобразовываться в корональные дыры и наоборот. Определены классы глобальных, пересекающихся и сложных проборов. Nikulin I. F., Dumin Y. V. Coronal partings // Advances in Space Research. — 2016. — Vol. 57, no. 3. — P. 904–911. Разработанный новый способ наблюдения магнитных полей на Солнце с помощью ПЗС-спектрогелиографа показал свою эффективность и чувствительность, а также достаточную оперативность. Способ связывает монохроматическую яркость активных областей в магниточувствительных линиях со структурой и величиной магнитных полей в них. Так, например, яркость полутени пятна зависит от наклона силовых линий к лучу зрения, что позволяет в первом приближении судить о структуре магнитного поля в активных областях. Нами сравнивались наблюдения магнитных полей активных областей в линиях железа 5250А и 6302А с целью оптимизации по разрешению и чувствительности. С этой точки зрения линия 6302 выглядит более подходящей. Разработана конструкция и начато изготовление многоканального спектрогелиографа на базе охлаждаемой ПЗС-камеры с целью томографирования активных областей и сравнения полей скоростей на разных уровнях. Используемая высококачественная камера фирмы Apogee (США) (4024x4024) с размером пиксела около 10 мк имеет высокую чувствительность в широкой спектральной области от 320 до 1100 нм. Спектральная чувствительность проверена при наблюдениях магнитных полей. Продолжены наблюдения магнитных полей и полей скоростей в активных областях. Анализ наблюдений показал, что их монохроматическая яркость характеризует не только величину магнитного поля, но и направление его силовых линий в пятнах. Конструкция многоканального ПЗС-спектрогелиографа обладает новизной и будет запатентована. В дальнейшем предполагается продолжение наблюдений полей скоростей и магнитных полей в активных областях с целью изучения их динамики в предвспышечном состоянии. Эта цель будет достигнута одновременной регистрацией двумерного распределения монохроматической яркости в центре и крыльях спектральной линии, например, такой, как Н-альфа, и последующим компьютерным вычитанием их попарно для получения полей скоростей. Ref.: Nikulin I. F. High-resolution observations of solar magnetic fields and the magnetic structure of sunspots // Astronomical and Astrophysical Transactions. — 2016. — Vol. 29, no. 4. — P. 581–586. В связи с неустойчивой работой токосъемников солнечного телескопа АТБ-1 была переделана электрическая схема привода вращения купола и открывания створок. Кроме наблюдений активных процессов на Солнце с помощью спектрогелиографа (СГГ) на ПЗС-линейке основное внимание уделялось изготовлению и отладке СГГ на ПЗС-камере. К концу сезона прибор был не только изготовлен и испытан, но и получены первые результаты, показавшие его высокую эффективность. Новый СГГ позволяет получать последовательность спектрогелиограмм в любой точке профиля избранной линии, с возможностью регистрации полей скоростей на разных уровнях в атмосфере Солнца, что особенно важно для изучения активных процессов. Разрабатано и отлажено программное обеспечение для СГГ, создан пользовательский интерфейс. Ref.: Никулин И. Ф., Верещагин Ф. В. Многоканальный ПЗС-спектрогелиограф для исследования нестационарных явлений в хромосфере Солнца // Приборы и техника эксперимента. — 2019. — № 4. — С. 105–108. |
Для прикрепления результата сначала выберете тип результата (статьи, книги, ...). После чего введите несколько символов в поле поиска прикрепляемого результата, затем выберете один из предложенных и нажмите кнопку "Добавить".