Динамические явления в больших солнечных вспышках и их связь с эруптивными процессами тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Российская академия наук Сибирское отделение Учреждение Российской академии наук Институт солнечно-земной физики СО РАН

4845149

СИДОРОВ Владимир Ильич

ДИНАМИЧЕСКИЕ ЯВЛЕНИЯ В БОЛЬШИХ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШКАХ И ИХ СВЯЗЬ С ЭРУПТИВНЫМИ ПРОЦЕССАМИ

Специальность 01.03.03 - физика Солнца

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

1 2 МАЙ 2011

Иркутск-2011

4845149

Работа выполнена в Учреждении Российской академии наук Институте солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук

Научные руководители:

доктор физико-математических наук Мирошниченко Леонтий Иванович кандидат физико-математических наук Ишков Виталий Никитич

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Максимов Владимир Павлович кандидат физико-математических наук Кальтман Татьяна Ильинична

Ведущая организация:

Государственный астрономический институт имени П.К. Штернберга Московского государственного университета имени М.В. Ломоносова

Защита диссертации состоится « /» Об _2011 г. в « »ч на заседании Диссертационного совета Д.003.034.01 при Учреждении Российской академии наук Институте солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН по адресу: 664033, г. Иркутск, ул. Лермонтова, 126а, а/я 291, ИСЗФ СО РАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Учреждения Российской академии наук Институте солнечно-земной физики Сибирского Отделения РАН.

Автореферат разослан «_»_2011 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д.003.034.01

кандидат физико-математических наук В.И. Поляков

Актуальность темы

К динамическим явлениям в больших солнечных вспышках относятся быс-тропеременные процессы в эмиссии и поглощении, наблюдающиеся в разных диапазонах длин волн, как в плотных слоях атмосферы Солнца, фотосфере и хромосфере, так и в вышерасположенных переходной области и короне Солнца. Большие вспышки практически всегда сопровождаются корональными выбросами вещества (Coronal mass ejection, СМЕ), которые наблюдаются коронографами на расстояниях от нескольких солнечных радиусов над его видимой поверхностью.

Такие динамические явления отражают быструю, в течение -10 мин, перестройку топологии корональных магнитных структур во вспышечной активной области (АО), которая, тем не менее, почти всегда возвращается к предыдущей конфигурации магнитного поля (МП). Взрывное энерговыделение в процессе вспышки, обеспечивающее нагрев объема вспышечной аркады в нижней короне, а также ускорение СМЕ, достигает -10й эрг и продолжается от десятков минут до нескольких часов. Вспышки, сопровождающиеся СМЕ, считаются одной из главных причин мощных спорадических возмущений состояния околоземного космического пространства (космической погоды): электромагнитных возмущений, солнечных протонных событий, геомагнитных и ионосферных бурь - и оказывают сильное влияние на биосферу и техносферу Земли.

История построения трехмерной картины динамических явлений больших солнечных вспышек событий достаточно стара. Упомянем только несколько работ, в которых совмещены как жгутовая составляющая вспышки [1-3], так и токовые слои, формирующиеся над вспышечной аркадой при выбросе магнитного жгута [4-6]. Многоволновые наблюдения вспышек, проводимые в последние два десятилетия на внеатмосферных обсерваториях, в сочетании с данными наземных обсерваторий дают ценный материал для понимания процесса формирования структурных компонентов СМЕ и изменения их кинематических характеристик на высотах от нижней до верхней короны, что уже сделано в некоторых исследованиях [7]. Тем не менее, незаслуженно забытые, как мы считаем, хромосферные высококачественные данные, прежде всего в линии На, могут существенно уточнить взаимосвязь динамических явлений в больших вспышках и эруптивных процессов, развивающихся в это же время и приводящих к образованию СМЕ.

В этой связи актуально комплексное изучение динамических явлений больших вспышек с помощью существующих методов мониторинга; построение уточненной топологической модели, учитывающей асимметричность структуры МП в активной области; определение изменений ключевых параметров энергетики СМЕ и вспышечной корональной аркады на всех стадиях развития, а также уровня потенциальной геоэффективности события в целом. На решение указанной важной проблемы направлена настоящая диссертационная работа.

Цель работы - создание трехмерной топологической модели больших эруптивных вспышек, соответствующей данным многоволновых наблюдений, в том числе в хромосферных линиях. Такая модель обладает значительной асимметрией. В ней акцентируется связь сильных магнитных полей АО с удаленными на 100-200 тыс. км участками флоккульных магнитных полей. Модель учитывает два топологических типа магнитных структур: эволюционирующие вспышечные петли разных масштабов и эруптивные магнитные струетуры.

Поставленная цель потребовала решения следующих задач:

1. Определение в больших вспышках, на разных стадиях развития, характерного вида хромосферных оснований СМЕ, их отличий от вспышечных На-лент.

2. Оценка временных изменений энергетических соотношений, связанных с магнитными структурами СМЕ и вспышечной корональной аркадой в процессе развития большой вспышки.

3. Определение существенных отличий между параметрами развития хромосферных оснований СМЕ и параметрами развития хромосферных оснований возвратного протуберанца в большой вспышке.

4. Обоснование новой модели источника ускоренных ионов в больших вспышках с использованием анализа многоволновых данных, в том числе данных о развитии На- и гамма-источников вблизи хромосферных оснований ко-ронального выброса.

Научная новизна

Обоснована новая классификация элементов мощной хромосферной вспышки, в которую, кроме вспышечных лент, вошли хромосферные основания СМЕ.

В большой вспышке 19 октября 2001 г. впервые найдена зависимость кинетической энергии СМЕ от времени в интервале его импульсного ускорения в короне.

На примере вспышки 23 июля 2002 г. предложена новая модель источника частиц высоких энергий, топологически связанная с эруптивными магнитными арками СМЕ в большом солнечном вспышечном событии.

Научная п практическая ценность работы

1. Полученные результаты могут быть использованы для построения на стадии роста быстро эволюционирующей трехмерной топологической картины динамических явлений больших вспышек, сопровождающихся СМЕ, а также для определения случаев возвратной эрупции протуберанца в больших вспышках.

2. Результаты могут быть использованы для расчета зависимости от времени кинетической энергии СМЕ, сопровождающего вспышку, до его выхода в поле зрения коронографов.

3. При определении полного высвобождения энергии во вспышке, сопровождающейся возвратным эруптивным протуберанцем, необходимо учитывать тот факт, что падение плазмы протуберанца в его основания вызывает дополнительное вспышечное энерговыделение, которое является производным от кинетической энергии выброса.

4. При анализе особенностей спектров СКЛ на орбите Земли должна учитываться новая модель источника ускоренных во вспышке ионов, топологически связанная с эруптивными арками СМЕ, объясняющая ускорение и удержание солнечных космических лучей (СКЛ) в больших, пространственно протяженных корональных структурах.

Основные положения, выносимые иа защиту:

1. Предложена топологическая модель больших солнечных вспышек. Модель наиболее полно соответствует данным многоволновых наблюдений, в том числе в линии На, одиннадцати больших вспышек.

2. Проведена классификация хромосферных оснований СМЕ, сопровождающих большие вспышки, включающая:

- структуры на концах вспышечных лент спиральной или кольцевой формы;

- периферийные структуры в виде тонких двойных «бегущих» полосок с общим ярким фронтом;

- вспышечные уярчения, удаленные на 100-200 тыс. км от активной области.

3. Разработана методика расчета энергетики больших вспышек, ассоциированных:

- с быстрым СМЕ на примере события 19 октября 2001 г.;

- с эруптивным возвратным протуберанцем на примере события 23 сентября 1998 г.

4. Предложена новая модель источника ускоренных ионов на основе комплексного анализа данных о большой вспышке 23 июля 2002 г. Источник расположен вблизи вершины корональных арок СМЕ, ионы ускоряются вихревы электрическим полем до энергий -30 МэВ/нуклон, удерживаются в нижней короне над пятном и взаимодействуют с плотной плазмой волокна, попа дающей в область удержания. Модель позволяет согласовать удаленные уяр чения в линии На с положением источников жесткого рентгеновского излуче ния (100-150 кэВ) и задержанного гамма-излучения в линии 2.223 МэВ.

Личный вклад автора

Основные результаты работы являются оригинальными и получены либо личн автором либо при его непосредственном участии на всех этапах работы совместно соавторами. В совместных исследованиях автору принадлежат участие в постанов ке задачи, разработке методов анализа данных, интерпретации результатов.

Апробация работы. Результаты, изложенные в диссертации, докладывалис на Международной конференции «Солнечно-земная физика» ИСЗФ СО РА (Иркутск, 2004); научно-практической конференции «Небо и Земля» (Иркутск 2006); Всероссийской конференции «Многоволновые исследования Солнца и со временные проблемы солнечной активности» CAO РАН (Н. Архыз, 2006); Меж дународной конференции «Международный геофизический год IHY-2007 ИЗМИРАН (Звенигород, 2007); International symposium «Solar extreme event 2007: fundamental science and applied aspects» (Athens, 2007); всероссийски конференциях «Плазменные процессы в Солнечной системе (ОФН-15)» ИК РАН (Москва, 2008, 2010, 2011), «Астрофизика высоких энергий сегодня и зав тра (НЕА)» ИКИ РАН (Москва, 2008), "Солнечная и солнечно-земная физика 2010" ГАО РАН (Санкт-Петербург, 2010), на научной сессии НИЯУ МИФИ 2011 (Москва); на специальных семинарах по солнечно-земной физике в ИСЗ СО РАН (Иркутск), ИЗМИРАН (Троицк), С.-Петербургском филиале СА (Пулково), ГАИШ (Москва).

Публикации

По теме диссертации опубликовано 12 статей. Из них 5 статей - в отечественных журналах, рекомендуемых ВАК для публикации результатов диссертаций.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка цитируемой литературы. Общий объем диссертации составляет 111 страниц машинописного текста, включая 43 рисунка, 4 таблицы.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении дается общая характеристика работы, обсуждается актуальность темы диссертации, сформулированы цели и задачи диссертационной работы, приводятся основные положения, выносимые на защиту, а также данные об апробации работы.

В Главе 1 приведен краткий обзор современных исследований основных динамических процессов в больших солнечных вспышках, основных трехмерных моделей вспышек, предложена новая классификация хромосферных элементов солнечной вспышки, а также обоснована топологическая модель больших вспышек на основе анализа данных наблюдений одиннадцати вспышек.

Предлагаемая модель опирается на ряд предшествующих моделей, в которых крупномасштабный магнитный жгут растущего СМЕ развивается над областью первичного энерговыделения, которая содержит токовый слой над вершинами вспышечной аркады.

Сочетание элементов предшествующих моделей с новой интерпретацией хромосферных элементов больших вспышек, дополненное комплексным анализом данных о явлениях в хромосфере, переходной области, нижней и средней короне одиннадцати больших вспышек, полученных с помощью наземных и космических обсерваторий (SOHO, TRACE, GOES, YOHKOH, RHESSI), позволили предложить уточненную топологическую модель вспышек.

В этой модели хромосферные данные используются более полно. Модель дает подробную картину формирования и роста в нижней и средней короне не только вспышечной аркады, но и крупномасштабного магнитного жгута, выброс которого приводит к развитию СМЕ. Это стало возможным вследствие

отождествления некоторых элементов хромосферной эмиссии вспышки с основаниями СМЕ. Типичные варианты динамики развития оснований СМЕ, в комплексе с данными многоволновых наблюдений вспышек, позволяют более точно определять интервал и особенности импульсного ускорения СМЕ.

В Главе 2 предложена классификация хромосферных оснований корональ-ных выбросов вещества, проявляющихся в больших солнечных вспышках. Использованы хромосферные данные об одиннадцати больших вспышках: 5.11.1970, 2.07.1972, 4.07.1972, 7.07.1972, 13.05.1981, 16.05.1981, 12.10.1981, 23.09.1998, 14.07.2000, 19.10.2001, 23.07.2002. Эти вспышки, имели оптический балл не ниже 2В и дали значительные потоки СКЛ на орбите Земли.

Причем хромосферные эмиссионные структуры на концах вспышечных лент (СКВЛ) (рис. 1), описанные ранее [8], отождествлены с хромосферными основаниями СМЕ. Также показано, что распространение кольцевой эмиссии СКВЛ дает информацию об увеличении диаметра и подъеме магнитного жгута (образующегося СМЕ). Малоизученные ранее элементы хромосферной вспышки, отходящие от СКВЛ в виде тонких двойных эмиссионных «быстро бегущих» полосок с

Рис. 1. Снимки большой вспышки 19 октября 2001 г. балла 2В/Х1.6 в 16:24 UT: в линии На по данным BBSO (верхняя левая панель); в линии 171 А по данным TRACE (нижняя левая панель). Черными стрелками обозначены вспышечные На-ленты (ВЛ) и структуры на концах вспышечных лент (СКВЛ). Белой стрелкой - выброс магнитного жгута, содержащего волокно (прослеживается в эмиссии и поглощении), которое опирается на две СКВЛ. Поток мягкого рентгеновского излучения вспышки (канал 1-8 А, данные GOES) приведен на правой панели.

-

ярким общим фронтом, названные нами периферийными структурами (рис. 2), интерпретируются в работе как хромосферные основания магнитных петель внешней «оплетки» СМЕ, образующих «купол» над магнитным жгутом. Эти петли как бы оплетают жгут и активизируются вблизи максимума.

Рис. 2. Развитие вспышки 19 октября 2001 г. после максимума. На левых панелях (данные в линии На) показано развитие периферийных структур (ПС) в виде двойных эмиссионных полосок с общим ярким фронтом. На правой панели - схема магнитного замыкания (без учета масштаба) эруптивных корональных арок растущего магнитного жгута в последовательные моменты времени 1. 2. 3.

Согласно предложенной в работе интерпретации, периферийные структуры являются не только основаниями петель СМЕ, но и качественным показателем его высокой скорости. Неравномерное угасание двойных полосок периферийных структур после максимума вспышки позволяет определять наличие магнитной связи СМЕ с Солнцем в исследованных событиях, по крайней мере, до расстояний в 6 солнечных радиусов. На постмаксимальной стадии события

внешняя по отношению к АО эмиссионная полоска периферийных структур связана с фронтом СМЕ, который со скоростью >800 км/с удаляется от Солнца. По длительности эмиссии этой полоски, при известной скорости фронта, высота коронального выброса, при которой сохраняется его связь с хромосферой, оценена как 2-гб солнечных радиусов.

Самыми далекими и слабыми участками хромосферной эмиссии, связанными со вспышечной активной областью (АО), являются удаленные уярчения вспышки. Появление их интерпретируется как активизация самых внешних корональных петель быстрого коронального выброса. Эти участки эмиссии оказались важным признаком наличия в событии ускоренных ионов, захваченных в больших, пространственно протяженных корональных структурах. На примере ряда больших вспышечных событий показаны варианты развития хромосферных оснований корональных выбросов, отмечены их особенности.

В первом варианте (событие 19.10.2001) сначала одновременно развиваются две СКВЛ, немного опережающие развитие двух вспышечных лент; затем от одной из СКВЛ начинается быстрое развитие периферийных структур; этот процесс заканчивается несколькими удаленными уярчениями хромосферной сетки. В таком событии, согласно идеологии модели, образуется кроме вспышечных петель быстрый корональный выброс с ярким ядром. Импульсное ускорение выброса в нижней короне предшествует развитию периферийных структур.

Во втором варианте (событие 23.09.1998) также одновременно развиваются две СКВЛ, опережающие развитие пары вспышечных лент; затем происходит краткое угасание как СКВЛ, так и вспышечных лент; после следует мощное развитие второй пары вспышечных лент, локализованных на месте угасших СКВЛ. Причем вторая пара вспышечных лент в рассмотренных нами случаях квазиортогональна (около 70^-90°) первой паре вспышечных лент, почти полностью угасшей во второй стадии события. Согласно модели, эмиссия второй пары вспышечных лент вызвана ударным возбуждением хромосферы вследствие падения вещества эруптивного протуберанца (волокна) при его возвратном движении.

В третьем варианте (событие 23.07.2002) также сначала возникает эмиссия вспышечных лент и структур на концах вспышечных лент; затем без появления периферийных структур развиваются удаленные уярчения вспышки.

В сложных событиях, подобных Бастильской вспышке 14.07.2000, также можно выделить элементы хромосферных оснований корональных выбросов.

В Главе 3 рассчитаны временные изменения энергетических соотношений между ускоряющимся СМЕ и возрастающей тепловой энергией вспышки. Мы придерживаемся подхода, в котором один источник энергии обеспечивает в процессе большой вспышки как ускорение коронального выброса, так и нагрев вспышечной АО, с учетом потерь на излучение и за счет теплопроводности.

В разделе 3.1 метод расчета вспышечного высвобождения энергии в токовом слое, предложенный ранее для стадии спада вспышки [9], адаптирован для стадии роста события. В методе используются хромосферные данные об изменениях площади вспышечных На-лент во время события. Общая точность расчетов не превышает порядка величины. Другой метод позволяет оценить временные вариации затрат энергии на тепловой нагрев области вспышки, на потери за счет излучения и теплопроводности [10]. Точность этого метода приемлема для дальнейших задач сопоставления и интерпретации результатов наблюдений. Значения темпа высвобождения энергии в токовом слое, рассчитанные по первому методу, должны существенно превышать значения затрат энергии, рассчитанные по второму методу, поскольку во втором методе не учтена кинетическая энергия выброса.

Сопоставление значений, полученных двумя методами, логически удобно для получения новой информации об энергетике большого вспышечного события. Однако это можно реализовать только с привлечением дополнительной информации о кинетической энергии СМЕ, полученную независимо.

В разделе 3.2 описанная выше методика была применена к большой солнечной вспышке на диске 19 октября 2001 г., имеющей балл 2В/Х1.6 и сопровождавшейся корональным выбросом типа «гало». Значение кинетической энергии СМЕ взято из каталога ЗОНОДАБСО.

Интегральную разницу значений, полученных двумя методами, можно интерпретировать как соответствующую значению кинетической энергии СМЕ, поскольку другие агенты, способные унести в трансформированном виде часть общей энергии события, гораздо менее эффективны. Следовательно, появляется возможность уточнить график временных вариаций высвобождения энергии в токовом слое таким образом, чтобы значения кинетической энергии, полученные независимо, оказались равны.

В итоге мы сопоставляем два графика, полученные двумя методами с близкой точностью. Разность двух полученных графиков можно интерпретировать как вариации потока энергии, затрачиваемого (в пределах точности методов) на ускорение СМЕ в нижней короне.

В исследованном событии 19 октября 2001 г. удалось обнаружить следующие особенности. Энергетический максимум затрат на ускорение СМЕ произошел на 7 мин раньше энергетического максимума затрат на нагрев области вспышки, потерь на излучение и теплопроводность. Причем интегральные значения энергии, полученные СМЕ и вспышечной аркадой корональных магнитных петель от общего источника, оказались близкими.

Основное ускорение СМЕ в данном событии произошло (с учетом энергетических соотношений) в течение 4-5 мин во время импульсной фазы. Соотношение затрачиваемой энергии на ускорение СМЕ и на нагрев вспышечной коро-нальной аркады в импульсной фазе составляет примерно 4:1, а вблизи максимума события - около 1:4 соответственно.

Ускорение протонов в этом событии, если опираться на данные о гамма-всплеске, зарегистрированном прибором СОНГ в диапазонах энергий 0.5-М.З и 1.3-г4 МэВ, происходило в нескольких эпизодах, наиболее мощный из которых совпал по времени с быстрым развитием периферийных структур после максимума вспышки, окончившимся образованием удаленных вспьппечных уярчений.

В разделе 3.3 описанная выше методика была применена для исследования вспышек с возвратным эруптивным протуберанцем (18.08.1995,23.09.1998).

В таком варианте энергетика события представляется более сложной. Само событие логично разбить на две стадии. Высвобождение энергии в токовом слое предполагается только в первой стадии, в которой разница между временными вариациями, полученными двумя методами, может быть интерпретирована как кинетическая энергия эруптивного протуберанца. Вещество последнего, при обратном падении на хромосферные основания протуберанца, должно обеспечить вспышечное проявление второй стадии события, выражающееся в нагреве области вспышки, с учетом других потерь. В этой стадии логично ожидать близкие значения кинетической энергии падающего вещества протуберанца и тепловой энергии вспышечной аркады.

В подразделе 3.3.1 сценарий солнечной вспышки с возвратным протуберанцем качественно проиллюстрирован на примере лимбового события 18.08.1995.

В подразделе 3.3.2 сделаны оценки энергетических соотношений кинетической энергии эруптивного протуберанца и тепловой энергии вспышечной аркады для события на диске 23.09.1998, имеюшего балл ЗВ/М6.9. Сценарий развития вспышек такого типа не свободен от трудностей. Само падение протуберанца не всегда прослеживается на диске из-за множества ярких деталей хромосферы. В данном событии удалось подтвердить соответствие кинетической энергии протуберанца и тепловой энергии вспышки во второй стадии, -3-Ю31 эрг, с точностью до порядка величины. СМЕ в данном событии, который мог бы уточнить оценки, к сожалению, не был обнаружен из-за отсутствия наблюдений на коронографе БОНО/ЬАБСО. Поэтому была получена только нижняя оценка полного энерговыделения, соответствующая суммарной тепловой энергии вспышки в обеих стадиях.

Интегральные значения энергии, полученные эруптивным протуберанцем и вспышечной областью от общего источника в первой стадии, оказались в соотношении не менее 6:1.

Также нами был предложен наблюдательный хромосферный критерий возвратного протуберанца в большой солнечной вспышке на диске. Он заключается в формировании в начале события, то есть в первой стадии кроме вспышеч-ных лент также и СКВЛ, которые к моменту затухания первоначальных вспы-шечных лент получают мощное дальнейшее развитие, превращаясь во вторые, более разнесенные друг от друга вспышечные ленты, превышающие по площади первые вспышечные ленты (рис. 3). Этот критерий одновременно является критерием отсутствия яркого «ядра» СМЕ, образовавшегося в исследуемом событии.

В главе 4 на примере вспышки 23 июля 2002 г., имеющей балл 2В/Х4.8, исследована связь быстрого СМЕ с солнечными энергичными ионами, наличие которых в событии установлено по гамма-всплеску (данные обсерватории 1ШЕ551), локализованному вблизи сильных магнитных полей вспышечной АО. На орбите Земли возрастание потоков СКЛ от данной вспышки оказалось трудно определимым вследствие наложения потоков предыдущего протонного солнечного события 20 июля 2002 г.

Световая кривая гамма-источника в линии 2.223 МэВ оказалась коррелирующей со световой кривой удаленных хромосферных На-уярчений вспышки [11]. Из этого сделан вывод о магнитном сопряжении кореллирующих источников гамма-эмиссии в линии 2.223 МэВ и удаленных На-уярчений вспышки пред-

06:52 у

н

\

06:56 07:01 07:10 07:14 иТ

07:03 07:10 07:13 07:23

Рис. 3. Изображения вспышки 23.09.1998 г. в линии На (Ондржейов, Чешская Республика): верхний ряд - снимки, полученные на многоканальном спектрографе; нижний ряд - высококачественные фильтрограммы. Наклонными стрелками в 06:56 иТ показаны первые вспы-шечные ленты (ВЛ1). Вертикальной стрелкой обозначена эмиссия западной структуры на кон1 цах вспышечных лент (СКВЛ), более сильная с внешней стороны «сплющенного овала». В 07:23 ОТ видна мощная вторая пара вспышечных лент (ВЛ2), квазиортогональная паре ВЛ1, которая к этому моменту практически исчезла. Можно по характерным неизменившимся особенностям эмиссии показать, что западная ВЛ2 локализована на месте внутренней эмиссии «овала» СКВ.Г (обозначено горизонтальными стрелками).

предположительно магнитными структурами, выброс которых в корону наблюдался в это время [11]. Согласно нашим исследованиям, удаленные (на 100-20С тыс. км от вспышечной АО) На-уярчения являются основаниями самых внеш них эруптивных корональных арок в составе СМЕ.

Проведенный анализ позволил предложить новую модель источника частиц высоких энергий, основанную на механизме ускорения частиц (ионов) вихре вым электрическим полем вблизи расширенной вершины магнитной арки СМЕ до энергий -Юч-100 МэВ/нуклон (рис. 4). Дрейф ускоренных ионов к компакТ| ному основанию СМЕ приводит к их удержанию в пробкотроне в нижней ко роне над сильным магнитным полем пятна и создает источник быстрых ней' тронов с преобладающим распределением скоростей по касательной к фото сфере. Последнее существенным образом влияет на параметры и локализацию ;: фотосфере гамма-источника в линии 2.223 МэВ.

Рис. 4. Изображения вспышки 23 июля 2002 г. (слева) по данным ВВБО и 1ШЕ551. На-фильтрограммы показаны в градациях серого. Восток - слева, север - вверху. Прерывистый контур соответствует источнику 12-20 кэВ, сплошной контур - источнику 100-150 кэВ, белым кружком показан центроид гамма-источника в линии 2.223 МэВ. Белыми стрелками обозначены удаленные На-уярчения вспышки. Слева - импульсная фаза события, в центре - момент сразу после максимума в жестком рентгеновском излучении.

Справа - топологическая схема события. Ниже лимба показано солнечное пятно и хромосферная эмиссия, выше лимба - открытые силовые магнитные линии, исходящие из пятна, низкие вспышечные петли, соединяющие хромо-сферные ленты. Серым тоном показаны эруптивные магнитные арки СМЕ; в их левом основании обозначен центроид источника излучения 2.223 МэВ (белый кружок). Направление электрического поля, ускоряющего ионы, показано горизонтальной стрелкой.

Ключевым элементом данной модели является топологическая схема большой вспышки, опирающаяся на многоволновые наблюдения с обязательным привлечением данных в линии На. Новая модель источника частиц высоких энергий топологически связана с развивающимся в нижней и средней короне корональным выбросом. Исследованы характерные особенности магнитных структур СМЕ - значительная асимметрия оснований.

В Заключении сформулированы основные результаты работы.

1. Построена трехмерная топологическая модель больших солнечных вспышек, соответствующая данным многоволновых наблюдений, в том числе в хро-мосферных линиях, одиннадцати событий. Особенности модели: существенная асимметричность корональных магнитных структур, связь сильных магнитных

полей активной области с удаленными на 100-200 тыс. км участками флок-кульных магнитных полей; подразделение корональных магнитных структур на два типа: 1) эволюционирующие вспышечные петли, 2) эруптивные магнитные структуры СМЕ.

2. Предложена новая классификация элементов большой хромосферной вспышки, в которую кроме вспышечных лент вошли хромосферные основания СМЕ: структуры на концах вспышечных лент, периферийные структуры, а также уярчения вспышки, удаленные на 100-200 тыс. км от вспышечной АО.

3. Разработана методика, позволяющая найти в больших вспышках зависимость кинетической энергии быстрого СМЕ от времени в нижней и средней короне, до его выхода в поле зрения коронографов.

4. Получены оценки соотношений кинетической энергии выброса и тепловой энергии вспышки (с учетом затрат на излучение и теплопроводность) для двух событий:

- для вспышки с СМЕ 19.10.2001 г. это соотношение оказалось близко к 1, причем соотношение потоков затрачиваемой энергии на ускорение коронально-го выброса и на нагрев вспышечной аркады в импульсной фазе составило 4:1, а вблизи максимума события -1:4 соответственно;

- для вспышки с возвратным протуберанцем 23.09.1998 отношение кинетической энергии протуберанца к тепловой энергии вспышки в первой стадии >6:1.

5. Предложена новая модель источника ускоренных ионов на основе анализа гамма-вспышки 23.07.2002, имеющая следующие особенности:

- ионы ускоряются вихревым электрическим полем до энергий 10100 МэВ/нуклон в эруптивных магнитных арках коронального выброса;

- область удержания энергичных ионов в основании магнитных арок СМЕ локализована в короне над сильным магнитным полем пятна;

- здесь же ускоренные ионы взаимодействуют с плотной плазмой волокна, попадающей в область удержания;

- распределение скоростей энергичных ионов и вторичных нейтронов - веерообразное, почти параллельное фотосфере.

Основные результаты диссертации опубликованы в статьях:

1. Комарова Е.С., Сидоров В Л., Язев СЛ. Особенности развития солнечной вспышки 19 октября 2001 г. // Солнечно-земная физика. 2004. Вып. 6 (119). С. 90-92.

2. Сидоров В.И. Соотношение энергетики вспышки и коронального выброса массы 19 октября 2001 г. //Солнечно-земная физика. 2004. Вып. 8(121). С. 71-72.

3. Сидоров В.И., Язев СЛ. Корональный выброс массы и структуры на концах вспышечных лент в солнечной вспышке 19 октября 2001 г. // Избранные проблемы астрономии: материалы Научно-практической конференции «Небо и Земля». Иркутск: Изд-во ИГУ. 2006. С. 209-215.

4. Сидоров В.И., Язев С.А. О топологии солнечного события, включавшего вспышку и корональный выброс массы 19 октября 2001 г. // Избранные проблемы астрономии: материалы Научно-практической конференции «Небо и Земля». Иркутск: Из-во ИГУ. 2006. С. 216-224.

5. Сидоров В.И., Язев С .А. Проблема вещества в солнечных вспышках и ко-рональных выбросах массы // Избранные проблемы астрономии: материалы Научно-практической конференции «Небо и Земля». Иркутск: Изд-во ИГУ. 2006. С. 225-230.

6. Сидоров В.И., Язев С.А. Топологическая модель солнечного события, включавшего вспышку и корональный выброс массы 19 октября 2001 года // Космические исследования. 2008. Т. 46, № 4. С. 329-335.

7. Сидоров В.И., Язев С.А. Мощные солнечные вспышки и выбросы корональ-ной массы: хромосферные проявления // Солнечно-земная физика. 2008. Вып. 12 (125). № 1.С. 10-12.

8. Sidorov V.I., Yazev S.A. Large Solar Fiares and Coronal Mass Ejections: Their Manifestations in the Chromosphere // Geomagnetism and Aeronomy. 2009. V. 49, № 8. (Special Issue 2). P. 1076-1079.

9. Savinkin M.Yu., Sidorov VI, Yazev S.A. Unique Activity Complex between 2006 and 2007 // Geomagnetism and Aeronomy. 2009. V. 49, № 8. (Special Issue 2). P. 10721075.

10. Сидоров В.И., Кичигин Г.Н., Язев C.A. О топологии выбросов коронального вещества в мощных вспышечных событиях на Солнце // Известия Иркутского Госуниверсигета. Серия «Науки о Земле». 2010. Т. 3. № 2. С. 139-155.

11. Кичигин Г.Н., Мирошниченко Л.И., Сидоров В.И., Язев С.А. Особенности крупного солнечного события 23 июля 2002 г.: модель источника ускорен-

ных частиц // Труды Всероссийской конференции «Солнечная и солнечно-земная физика-2010». СПб, Пулково. 2010. С. 201-204.

12. Сидоров В.И., Кузьминых Ю.В., Язев СЛ. Вспышка с возвратным протуберанцем: сценарий, энергетика, прогноз // Космические исследования. 2011. Т. 49, №3. С. 82-94.

Цитируемая литература

1. Алтынцев А.Т., Банин В.Г., Куклин Г.В., Томозов В.М. Солнечные вспышки. 1982. С. 32-34.

2. Martens Р.С.Н., Kuin N.P.M. A circuit model for filament eruptions and two-ribbon flares // Solar Physics. 1989. V. 122. P. 263-302.

3. Hirayama T. Theoretical Model of Flares and Prominances. I Evaporating Hare Model // Solar Physics. 1974. V. 34. P. 323-338.

4. Shibata K. A unified model of solar flare. In: Observational Plasma Astrophysics: five Years of Yohkoh and Beyond / Ed. T. Watanabe, T. Kosugi, A.C. Sterling. Boston, Mass.: Kluwer Academic Publishers // Astrophysics and space science library. 1998. V. 229. P. 187-198.

5. Priest E.R., Forbes T.G. Magnetic Reconnection: MHD Theory and Applications. Cambridge University Press, Cambridge, U.K. New York, 2000. USA.

6. Somov B.V., Kosugi Т., Hudson H.S., et al. Magnetic Reconnection Scenario of the Bastille Day 2000 Hare // Astrophys. J. 2002. V. 579. P. 863-873.

7. Uralov A.M., Grechnev V.V., Hudson H.S. Initial localization and kinematic characteristics of the structural components of a coronal mass ejection // J. Geophys. Res. 2005. V. 110. A05104. doi:10.1029/2004JA010951.

8. Банин В.Г., Федорова A.C. Сильная хромосферная вспышка 5 ноября 1970г. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Иркутск. 1971. Вып. 2. С. 73-85.

9. Isobe Н., Yokoyama Т., Shimojo М., et al. Reconnection Rate in the Decay Phase of a Long Duration Event Hare on 1997 May 12 // Astrophys. J. 2002. V. 566. P. 528-538.

10. Ohyama M., Shibata K. Preflare Heating and Mass Motion in a Solar Hare Associated with Hot Plasma Ejection: 1993 November 11 C9.7 Hare // Publ. Aston. Soc. Japan. 1997. V. 49. P. 249-261.

11. Yurchyshyn V., Wang H., Abramenko V., et al. Magnetic field, Ha, and RHESSI observation of the 2002 July 23 gamma-ray flare // Astrophys. J. 2004. V. 605. P. 546-553.

Отпечатано в издательском отделе ИСЗФ СО РАН Заказ № 111 «29» марта 2011 г. Объем 16 с. Тираж 150 экз.

Состояние проблемы 4

Постановка задачи 5

Основные положения, выносимые на защиту 15

Глава 1 Топологическая модель больших солнечных вспышек 16

1.1 Краткий обзор 18

1.2 Новая классификация хромосферных элементов вспышки 22

1.2.1 Данные 22

1.2.2 Вспышечные ленты 24

1.2.3 Структуры на концах вспышечных лент 26

1.2.4 Периферийные структуры 26

1.2.5 Удаленные хромосферные уярчения 28

1.3 Топологическая трехмерная модель больших солнечных вспышек на примере события 19 октября 2001 г. 28

1.3.1 Первая стадия развития вспышки 3 0

1.3.2 Вторая стадия развития вспышки 33

1.4 Выводы 36 Глава 2 Хромосферные основания корональных выбросов в больших солнечных вспышках 37

2.1 Введение 37

2.2.1 Вспышка 19 октября 2001 г. 38

2.2.2 Вспышка 5 ноября 1970 г. 41

2.2.3 Вспышки в августе 1972 г. 42

2.2.4 Вспышки в мае 1981 г. 43

2.2.5 Вспышка 14 июля 2000 г. 47

2.2.6 Вспышка 23 июля 2002 г. 47 2.3 Выводы 49

Глава 3 Энергетические соотношения в больших вспышках, сопровождающихся корональными выбросами 51

3.1 Введение 51

3.2 Методика 52

3.3 Энергетические соотношения на примере вспышки 19.10.2001 г. 57

3.3.1 Расчет вспышечного энерговыделения в токовом слое 58

3.3.2 Расчет тепловых потоков энергии в большой вспышке 60

3.3.3 Расчет изменений кинетической энергии СМЕ вблизи интервала импульсного ускорения 61

3.4 Энергетические соотношения во вспышках с возвратным протуберанцем 65

3.4.1 Вспышка на лимбе 18 августа 1995 г. 67

3.4.2 Вспышка с возвратным протуберанцем 23 сентября 1998г. 69

3.4.3 Вспышка 12 октября 1981 г. 74

3.5 Выводы 76 Глава 4 Новая модель источника ускоренных ионов на примере вспышки 23 июля 2002 г. 78

4.1 Общая характеристика события 78

4.2 Особенности магнитной топологии вспышки 80

4.3 Источники ускоренных ионов 85

4.4 Модель источника ускоренных ионов, вторичных нейтронов и гамма-эмиссии в линиях 88

4.5 Парный гамма-источник в событии 28 октября 2003 г. 94

4.6 Выводы 96 Заключение 97 Список литературы 99

Введение

Состояние проблемы. К динамическим явлениям в больших солнечных вспышках относятся быстропеременные процессы в эмиссии и поглощении, наблюдающиеся в разных диапазонах длин волн, как в плотных слоях атмосферы Солнца, фотосфере и хромосфере, так и в вышерасположенных переходной области и короне Солнца. Большие вспышки практически всегда сопровождаются корональными выбросами вещества (Coronal mass ejection, СМЕ), которые наблюдаются коронографами на борту космических аппаратов (КА) на расстояниях от нескольких солнечных радиусов над его видимой поверхностью.

Такие динамические явления отражают быструю, за время -10 минут, перестройку топологии корональных магнитных структур- во вспышечной активной области (АО), которая, тем не менее, почти всегда возвращается к предыдущей конфигурации магнитного поля (МП). Взрывное энерговыделение в процессе вспышки, обеспечивающее нагрев объема вспышечной аркады в нижней короне, а также ускорение СМЕ, достигает ~10 эрг и продолжается от десятков минут до нескольких часов. Вспышки, сопровождающиеся СМЕ, считаются' одной из главных причин мощных спорадических возмущений состояния околоземного космического пространства (космической погоды): электромагнитных возмущений, солнечных протонных событий, геомагнитных и ионосферных бурь, и оказывают значительное влияние на биосферу и техносферу Земли.

История построения трехмерной картины динамических явлений больших солнечных вспышек событий достаточно стара. Упомянем только несколько работ, в которых совмещены как жгутовая составляющая вспышки [1-3], так и токовые слои, формирующиеся над вспышечной аркадой при выбросе магнитного жгута [4-6]. Многоволновые наблюдения вспышек, проводимые в последние два десятилетия на внеатмосферных обсерваториях, в сочетании с данными наземных обсерваторий, дают ценный материал для понимания процесса формирования структурных компонентов СМЕ и изменения; их кинематических характеристик на высотах от нижней до верхней короны; что уже сделано в некоторых исследованиях [7]. Тем не менее, незаслуженно забытые, как мы считаем, высококачественные хромосферные данные, прежде всего, в линии На, могут, существенно уточнить взаимосвязь динамических явлений в больших вспышках и эруптивных процессов, развивающихся в это же время и приводящих к образованию СМЕ.

В этой связи, актуально комплексное изучение динамических явлений больших вспышек с помощью существующих методов мониторинга; построение уточненной топологической модели:, учитывающей асимметричность структуры МП в активной области; оценка изменений ключевых параметров энергетики СМЕ и вспышечной корональной; аркады на всех стадиях развития, а также уровня потенциальной геоэффективности события в целом. На решение указанной важной, проблемы направлена настоящая диссертационная работа.,

Постановка задачи

Цель работы - создание трехмерной топологической модели больших эруптивных . вспышек, соответствующей данным многоволновых наблюдений, в ,том числе в хромосферных линиях. Такая модель. отличается асимметричной топологией. В ней акцентируется связь сильных магнитных полей активной области с удаленными на 100-200 тыс. км участками; флоккульных магнитных полей. Модель учитывает два топологических типа магнитных структур: 1) эволюционирующие вспышечные петли разных масштабов и 2) эруптивные магнитные структуры СМЕ.

Поставленная цель потребовала решения следующих задач: 1. Определить в больших вспышках, на разных стадиях развития, характерный вид хромосферных оснований СМЕ, их отличия от вспышечных Н„-лент.

2. Оценить временные изменения энергетических соотношений, связанных с магнитными структурами СМЕ и вспышечной корональной аркадой в процессе развития большой вспышки.

3. Определить существенные отличия между параметрами развития-хромосферных оснований СМЕ и параметрами развития хромосферных оснований возвратного протуберанца в большой вспышке.

4. Обосновать новую модель источника ускоренных ионов в больших вспышках по анализу многоволновых данных, в том числе о развитии На- и гамма-источников вблизи хромосферных оснований коронального выброса.

Научная и практическая ценность работы

1. Полученные результаты могут быть использованы для построения на стадии роста быстро эволюционирующей трехмерной топологической картины динамических явлений больших вспышек, сопровождающихся СМЕ, а также для определения случаев- возвратного эруптивного протуберанца в больших вспышках.

2. Результаты могут быть использованы для расчета зависимости от времени кинетической энергии СМЕ, сопровождающего вспышку, до его выхода в поле зрения коронографов.

3. При определении полного высвобождения энергии во вспышке, сопровождающейся возвратным эруптивным протуберанцем, необходимо учитывать тот факт, что падение плазмы протуберанца в его основания вызывает дополнительное вспышечное энерговыделение, которое является производным от кинетической энергии выброса.

4. При анализе особенностей спектров солнечных космических лучей (СКЛ) на орбите Земли должна учитываться новая модель источника ускоренных во вспышке ионов, топологически связанная с эруптивными арками СМЕ, объясняющая ускорение и удержание СКЛ в больших, пространственно протяженных корональных структурах.

Апробация работы. Результаты, изложенные в диссертации докладывались на: международной конференции «Солнечно-земная физика»

ИСЗФ СО РАН (Иркутск, 2004); научно-практической конференции «Небо и Земля» (Иркутск, 2006); всероссийской конференции «Многоволновые исследования Солнца и современные проблемы солнечной активности» CAO РАН (НАрхыз, 2006); международной конференции «Международный геофизический год IHY-2007» ИЗМИР АН (Звенигород, 2007); International symposium «Solar extreme events 2007: fondamental science and applied aspects» (Athens, 2007); всероссийских конференциях «Плазменные процессы в Солнечной системе (ОФН-15)» ИКИ РАН (Москва, 2008, 2010, 2011), «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА)» ИКИ РАН (Москва, 2008), "Солнечная и солнечно-земная физика-2010" ГАО РАН (Санкт-Петербург, 2010), на научной сессии НИЯУ МИФИ-2011 (Москва), на специальных семинарах по солнечно-земной физике в ИСЗФ СО РАН (Иркутск), ИЗМИРАН (Троицк), С.-Петербургском филиале CAO (Пулково), ГАИШ (Москва).

Публикации

По теме диссертации опубликовано 12 статей. Из них 8 статей - в научных рецензируемых изданиях, в том числе 5 — в отечественных журналах, рекомендуемых ВАК для публикации результатов диссертаций. Остальные работы - в трудах российских конференций.

Структура работы Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка цитируемой-литературы.

Основные результаты и выводы диссертационной работы можно кратко сформулировать следующим образом:

1. Построена трехмерная топологическая модель больших вспышек. Модель соответствует данным многоволновых наблюдений, в том числе в хромосферных линиях, 11 событий. Особенности модели: асимметричность магнитных структур, связь сильных магнитных полей активной области с удаленными на 100-200 тыс. км участками флоккульных магнитных полей. Топологические магнитные структуры подразделяются на два типа: 1) эволюционирующие вспышечные петли, 2) эруптивные магнитные структуры.

2. Предложена новая классификация элементов хромосферной вспышки, в которую, кроме вспышечных лент, вошли хромосферные основания СМЕ:

- структуры на концах вспышечных лент,

- периферийные структуры,

- уярчения вспышки, удаленные на 100-200 тыс. км от вспышечной АО.

3. Разработана методика, позволяющая найти в больших вспышках зависимость кинетической энергии быстрого СМЕ от времени в нижней короне, до его выхода в поле зрения коронографов.

4. Получены оценки временных изменений соотношений кинетической энергии выброса и тепловой энергии вспышки (с учетом затрат на излучение и теплопроводность) для двух событий:

А) для вспышки с СМЕ 19.10.2001 г. это соотношение оказалось близко к 1, причем, соотношение потоков затрачиваемой энергии на ускорение СМЕ и на нагрев вспышечных петель в импульсной фазе составило 4:1, а вблизи максимума события - 1:4, соответственно.

Б) для вспышки с возвратным протуберанцем 23.09.1998 соотношение кинетической энергии протуберанца к тепловой энергии вспышки в первой стадии >6:1.

5. Предложена новая модель источника ускоренных ионов на основе анализа вспышки 23.07.2002 г., имеющая следующие особенности:

- ионы ускоряются вихревым электрическим полем до энергий 10-100 МэВ/нуклон в эруптивных магнитных арках СМЕ;

- область удержания энергичных ионов в основании магнитных арок СМЕ локализована в короне над сильным магнитным полем пятна, причем:

- здесь же ускоренные ионы взаимодействуют с плотной плазмой волокна с

10 концентрацией >10 /см , попадающей в область удержания;

- распределение скоростей энергичных ионов и вторичных нейтронов — веерообразное, почти параллельное фотосфере.

Автор хотел бы поблагодарить всех своих коллег, чья помощь способствовала выполнению работы, и в первую очередь Язева Сергея Арктуровича и Кичигина Геннадия Николаевича за многостороннюю поддержку творческого энтузиазма, Мишина Вилена Моисеевича за совместную работу и сотрудничество, Алтынцева Александра Тимофеевича и Григорьева Виктора Михайловича за ценные замечания и поддержку, Коваленко Владимира Афанасьевича за постоянную заботу и проявленное внимание к работе, а также своих научных руководителей Мирошниченко Леонтия Ивановича и, Ишкова Виталия Никитича за своевременную г квалифицированную помощь.

•г \ г

Заключение

1. Алтынцев А.Т., Банин В.Г., Куклин Г.В;, Томозов В.М. Солнечные вспышки. 1982. С. 32-34.

2. Martens Р.С.Н. and Kuin N.P.M. A circuit model for filament eruptions and two-ribbon flares // Solar Physics. 1989. V. 122. P.263-302.

3. Hirayama T. Theoretical model of flares and prominances. I Evaporating flare model // Solar Physics. 1974. V. 34. P.323-338.

4. Somov B.V., Kosugi Т., Hudson H.S., Sakao Т., and Masuda S. Magnetic reconnection scenario of the Bastille Day 2000 flare // Astrophysical Journal. 2002. V. 579. P.863-873.

5. Priest E.R., Forbes T.G. Magnetic Reconnection: MEDD theory and applications. Cambridge University Press, Cambridge, U.K.; New York, 2000; U.S.A.

6. Uralov A.M;, Grechnev V.V., Hudson H.S. Initial localization and kinematic characteristics of the structural components of a coronal mass ejection // Journal of geophysical research. V.110. A05104, doi: 10.1029/2004J AO 10951, 2005.

7. Isobe H., Yokoyama Т., Shimojo M, M., Morimoto, Т., Kozu, H., Eto, S., Narukage, N:, Shibata, K. Reconnection rate in the decay phase of a long duration event flare on 1997 May 12 //Astrophys.J: 2002. V. 566. P. 528- 538. '

8. Ohyama M., and Shibata K. Preflare heating and mass motion in a solar flare associated with hot plasma ejection: 1993 November 11 C9.7 flare // Publ. Aston. Soc. Japan. 1997. V. 49. P. 249-26k

9. Yurchyshyn V., Wang H., Abramenko V., Spirock Т., and Krucker S. Magnetic field, H«, and RHESSI observation of the 2002 July 23 gamma-ray flare // Astrophysical Journal. 2004. V. 605. P. 546-553.

10. Сидоров В.И., Кичигин Г.Н., Язев С.А. О топологии выбросов коронального вещества в мощных вспышечных событиях на Солнце // Известия Иркутского госуниверситета. Серия «Науки о Земле». Т.З. №2. 2010, с. 139-155.

11. Zhang J., Dere К. P., Howard R. A., Kundu M. R., and White S. M. On the temporal relationship between coronal mass ejection and flares // Astrophysical Journal. V. 559. 2001, p. 452-462.

12. Филиппов Б.П. Корональные выбросы. В кн.: Эруптивные процессы на Солнце. 2007. М.: С. 120-166.

13. Pustilnik L.A. Triggering mechanisms of solar flares // International Cosmic Ray Conference, 15th, Plovdiv, Bulgaria, August 13-26, 1977, Conference Papers. V. 5. (A79-37301 15-93) Sofia, B'lgarska Akademiia na Naukite, 1978, p. 18-22.

14. Benz A.O. Flare observations. ht^://www.astro.phys.ethz.ch/stafl^

15. Carmichael H. A process for flares. In: The Physics of Solar Flares W.N.Hess, (ed.), ASS-NASA Symp. on Physics of Solar Flares, NASA SP-50. 1964. P. 451.

16. Sturrock R.A. 1968. IAU Symp. 35. P.471.

17. Kopp R.A., Pneuman G.W. Magnetic reconnection in the corona and the loop prominence phenomenon // Solar Physics. V. 50, 1976. P.85-98.

18. Svestka Z. and Cliver E.W. History and basic characteristics of eruptive flares. In: Eruptive Solar Flares (Z.Svestka, B.Jackson, M.Machado (Eds)) // Lecture Notes in Physics. 1992. V.399. P. 1-11.

19. Банин В.Г., Федорова A.C. Сильная хромосферная вспышка 5 ноября 1970г. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Иркутск, СибИЗМИР АН СССР, 1971, вып. 2, С. 73-85.

20. Moore R.L., Schmieder В., Hathaway D.H., Tarbell T.D. 3-D magnetic field configuration late in a large two-ribbon flare // Solar Physics 176: 153-169, 1997.

21. Illing R.M.E. and Hundhausen A.J. Observation of coronal transient from 1.2 to 6 Solar radii //Journal of geophysical research. 1985. V.90. №A1. PP.275-282.

22. Сомов Б.В. Физика солнечных вспышек //Земля и Вселенная. 2005, № 2. С. 4-13.

23. Meshalkina N.S., Uralov A.M., Grechnev V.V., Altyntsev A.T., Kashapova L.K. Eruptions of magnetic ropes in two homologous solar events of 2002 June 1 and 2: a Key to Understanding an Enigmatic Flare // Publ. Astron. Soc. Japan, 2009.

24. Комарова E.C., Сидоров В.И., Язев C.A. Особенности развития солнечной вспышки 19 октября 2001 г. // Солнечно-земная физика. 2004. Вып. 6(119). С. 90-92.

25. Lin J. and Van Ballegooijen A.A. Catastrophic and noncatastrophic mechanisms for coronal mass ejections // The Astrophysical Journal. 2002. V.576. P. 485-492.

26. Сомов Б.В., Орешина И.В., Любимов Г.П. Топологическая модель большой солнечной вспышки // Астрономический журнал. 2004. Т.81. № 3. С. 272-280.

27. Mishin V.M., Sidorov V.I., Adelkhanov S.S., Yazev S.A. On the power of large solar flares // Romanian Astronomical Journal, vol. 9, Supplement, 1999: Bucharest, P.49-55.

28. Банин В.Г., Боровик A.B., Язев C.A. Большие солнечные вспышки 13 и 16 мая 1981 г. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1983. Вып. 65. С. 151-165.

29. Maksimov V.P. The position of flare seats in sunsport umbrae. // Publications of Debrecen heliophysical observatory. V.5. 1983. P.567-573.

30. Ишков B.H. О реализации больших солнечных вспышек во вспышечно-активных областях // Исследования солнечной плазмы, Ашхабад: Ылым, 1989. С.95-99.

31. Ишков В.Н. Всплывающие магнитные потоки ключ к прогнозу больших солнечных вспышек // Известия РАН, серия физическая. Том 62, № 9, 1998. С. 1835-1839.

32. Ишков В.Н. Прогноз геоэффективных солнечных вспышек: Возможности и ограничения. // Известия РАН, серия физическая. Том 63, № 11, 1999. С. 2148-2151.

33. Antonucci Е., Dennis B.R., Gabriel А.Н., and Simnett G.M. Initial phase of chromosperic evaporation in a solar flare // Solar Physics. 1985. V.96. P.129-142.

34. Delanne, C. Another view of the EIT wave phenomenon // Astrophysical Journal. 2000. V. 545. P. 512-523.

35. Savinkin M.Yu., Sidorov V.I., and Yazev S.A. Unique activity complex between 2006 and 2007// Geomagnetism and Aeronomy. 2009. V.49, №8. (Special Issue 2), P. 1072-1075.

36. Heyvaerts I., Priest E.R. and Rust D.M. An emerging flux model for the solar flare phenomenon // Preprint ASE-4025. Cambridge (Mass.). 1976, 26 P.

37. Сидоров В.И., Язев С.А. Топологическая модель солнечного события, включавшего вспышку и корональный выброс массы 19 октября 2001 года // Космические исследования. 2008. Т. 46. №4. С. 329-335.

38. Sidorov V.I. and Yazev S.A. Large solar flares and coronal mass ejections: Their Manifestations in the Chromosphere // Geomagnetism and Aeronomy.-2009. V.49. №8. (Special Issue 2). P.1076-1079.

39. Jiang Y., Ji Н., Wang Н., Cheng Н. Ha-dimmings associated with the XI.6 flare and'halo CME on, october 19 2001 // Astrophysical Journal Letters, V. 597, 2003. L161-L164.

40. Сидоров-В.И., Язев С.А. Проблема вещества в солнечных вспышках и корональных выбросах массы //Избранные проблемы астрономии: материалы научно-практической Конференции «Небо и Земля» (г. Иркутск,. 21-23 ноября 2006 г.). Иркутск: ИГУ. 2006. С. 225-230.

41. Коробова З.Б., Ишков В.Н., Могилевский Э.И. Эруптивные хромосферные явления во время вспышки 2.08.1972 г. // Физика солнечной активности, М.: Наука, 1976. С. 3-32.

42. Коробова З.Б., Ишков В.Н., Могилевский Э.И. К вопросу о стационарности структуры магнитного поля в АО по наблюдениям динамики хромосферных явлений при вспышке 2.08.1972 г. // Солнечные данные. -1976. №10. С.92-100.

43. Ишков В.Н., Могилевский Э.И., Нефедьев В.П. О соответствии оптических и радио явлений в эруптивной (послемаксимальной) фазе протонной вспышки 4.08.1972 г. // Солнечные данные. 1978. №1. С.72-75.

44. McKinnon J.A. August 1972 solar activity and related geophysical effects // NOAA Technical Memorandum ERL SEL-22.- Space Environment Laboratory.-Boulder, Colorado. December 1972.

45. Банин В.Г. Комплекс активности и большие вспышки в мае 1981 года // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука. 1983. Вып. 65. С. 129-150.

46. Язев С.А. Петельные структуры, связанные со вспышками 13 и 16 мая 1981 года. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца.-М., Наука. 1983. Вып. 65. С. 165-171.

47. Banin V.G., Borovik A.V., Yazev S.A. Complex of activity and large solar flares // Contributions of the Astronomical Observatory of Skalnatom Pleso-1986. V. 15. P. 289-296.

48. Боровик A.B., Мячин Д.Ю. Внепятенная вспышка 16 марта 1981 г. I. Предвспышечные активизации тонкой структуры хромосферы // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М., Наука. 2001. Вып. 113. С.89-95.

49. Сидоров В.И., Язев С.А. Мощные солнечные вспышки и выбросы корональной массы: хромосферные проявления // Солнечно-земная физика. 2008. Вып. 12 (125). №1. С.10-12.

50. Слоним Ю.М., Кулешова К.Ф. Гомологические солнечные вспышки 13 и 16 мая 1981 г. //Астрономический журнал. 1983. Т.60. вып.6. С.1187-1191.

51. Орешина И.В., Сомов Б.В. Интерпретация быстрых изменений магнитного поля, связанных с солнечными вспышками // Солнечно-земная физика. 2008. Вып. 12 (125), №1. С.5.

52. Yan Y., Aschwanden M.J., Wang S., Deng Y. Evolution of magnetic flux rope, in the active region NOAA 9077 on 14 July 2000 // Solar Physics. 2001. V.204. P. 27-40.

53. Hurford G.J., Schwartz R.A., Krucker S., Lin R.P., Smith D.M., and Vilmer N. First gamma-ray images of a solar flare //Astrophysical Journal. V.595. 2003. L77-L80.

54. Smith D.M., Share G.H., Murphy R.J., Schwartz R.A., ShifrA.Y., and Lin R.P. High-resolution spectroscopy of gamma-ray lines from the X-class solar flare of 2002 July 23// Astrophysical Journal. V. 595. 2003. L81-L84.

55. Aschwanden, M.J. and Alexander, D. Flare Plasma Cooling from 30 MK down to 1 MK modeled from- Yohkoh, GOES, and TRACE observations during the Bastille-Day Event (2000 July 14) // Solar Physics. V. 204, 2001. P. 91-129.

56. Syrovatsky S.I. Formation of current sheets in a plasma with a frozen-in strong magnetic field // Sov. Phys. JETP. 1971. V.33.P.933-940.

57. Somov B.V., Syrovatsky S.I. Hydrodynamic plasma flow in a strong magnetic field//Proc. Lebedev. Phys. Inst. 1976. V. 74. P. 13-72.

58. Bilenko I.A., Podgorny A.I. and Podgorny I.M. The possibility of energy accumulation in a current sheet about the NOAA 9077 active region prior to the flare on 14 july 2000 // Solar Physics. 2002. V.207, p.323.

59. Somov B.V. Plasma astrophysics: 1. Fundamentals and practice. 2. Reconnection and flares. Springer, 2006.

60. Chen J. Physics of coronal mass ejections: a new paradigm of solar eruptions // Space Science reviews. 2001'. V. 95. P. 165-190.

61. Соловьев A.A. Скрученные магнитные петли в короне Солнца и корональные выбросы массы // Радиофизика и радиоастрономия. 2008. Т. 13. №3. С. S114-S123.

62. Ишков В.Н., Фомичев В.В., Черток И.М. Некоторые динамические явления во вспышках со сложной пространственно-временной структурой // Физика солнечных вспышек. М.: ИЗМИР АН, 1985. С.З 5-43.

63. Chertok I.M., Fomichev V.V., Gnezdilov А.А., Markeev A.K., Nightingale R.W. and Sobolev D.E. Vulti-scale temporal features of the 14 July 2000 meter-wavelenght dynamic radio spectrum compared with TRACE data // Solar Physics. 2001. V.204.P. 141-154.

64. Antalova A. Catalogue of the LDE flares (January 1969 March 1986) // Contr. Astron. Obs. Skalnatom Pleso. 1987. V. 16. P. 79-901.

65. Antalova A., Ogir M.B. Long decay soft X-ray flares. II. Three-parallel ribbon LDE Flare, 1981 October, 06.15 UT // Bull.Astron. Inst. Czechosl. 1986. Y. 37. P.344-358.

66. Мишин B.M., Сидоров В.И., Григорьев B.M., Адельханов С.С., Язев С.А. Вспышка 23 сентября 1998 г.: новые аргументы в пользу модели CSHKP // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 2001. Вып. 113. С. 120-126.

67. Сидоров В.И. Соотношение энергетики вспышки и коронального выброса массы 19 октября 2001 г. // Солнечно-земная физика. 2004. Вып. 8 (121). С. 71-73.

68. Kurokawa Н. High resolution observation of На flare regions // Space sci. Rev. 1989. V.51.P. 49-84.

69. Tang Y.H., Mouradian Z., Schmieder В., Fang С., Sakurai Т. Analisis of the disappearing filament and flare of 7 May 1992 // Solar Physics. 1999. V. 185. p. 143-145.

70. Veronig A., Vrsnak, Temmer M. and Hanslmeier A. Relating timing of solar flares observed at different wavelenghths // Solar Physics. 2002. V.208. P.297-315.

71. Asai A., Masuda S., Yokoyama Т., Shimojo M., Isobe H., Kurokawa H., and Shibata K. Difference between spatial distributions of the Ha kernels and hard X-ray sources.in a solar flare // Astrophysical Journal. 2002. V. 578. L91-L94.

72. Сидоров В.ИГ, Кузьминых Ю.В., Язев С.А. Вспышка с возвратным протуберанцем: сценарий, энергетика, прогноз // Космические исследования. 2011. №3. Т. 49. С. 82-94.

73. Vourlidas A., Subramanian P., Dere К.Р., Howard R.A. Large-angle spectrometric coronagraph measurements of the energetics of coronal mass ejections // Astrophysical Journal. 2000. V. 534. Issue 1. PP. 456-467.

74. Chertok I.M., Fridman Y.M., Gnezdilov A. A., Gorgutsa R.V., Podsrigach T.S., Sheiner O. A., Sobolev D.E. Properties of the solar eruptive event of 19 October 2001, 09:40 UT/ Интернет-ресурс: http://helios.izmiran. troitsk.ru/lars/011019/CME/j 2. html

75. Spitzer L. Physics of fully ionized gases. New York: .Interscience; 1962; P; 144.

76. Sylwester J., Garcia H;A., and Sylwester B. Quantitative interpretation of GOES soft X-ray measurements. I. The isothermal approximation: application of various atomic data // Astron: Astrophys. 1995. V. 293. P. 577-585.

77. Мишин В.M., Банин B;F.,, Лунюшкин С.Б., Базаржапов А.Д., Сайфутдинова Т.И. Динамика открытого магнитного потока в магнитосфере вспышечной области на Солнце // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1997. Вып. 105. С. 59-79.

78. Solar geophysical data prompt reports. № 613 Part 1, 1995. P. 28.

79. Altyntsev A.T., Sych R.A., Grechnev V.V., Meshalkina N.S. and Rudenko G.V. Flare of September 23, 1998: relation between temporal and spatial structures // Solar Physics. 2002. V. 206. P. 155-176.

80. Miroshnichenko, L.I. Solar cosmic rays, Kluwer Academic Publishers. Dordrecht, The Netherlands, 2001, 480 pp.

81. Лившиц М.А. Мощные нестационарные . процессы, на. Солнце: пространственно-временная структура и эффективное ускорение частиц- // Солнечно-земная физика. Новосибирск, Изд-во СО РАН, Вып. 12, т. 1, С. 3-4.

82. NOAA, Boulder, Co., USA: http://www.swpc.noaa.gov/ftpdir/indices/SPE.txt

83. Rieger E., Treumann R.A., and Karlicky M. The radio-silent start of an intense' solar gamma-ray flare // Solar Physics. V. 187. 1999. P. 63-65.

84. Share G.H., Murphy R.J., Tylka A.J., Schwartz R.A., Yoshimori M., Suga K., Nakayama S., and Takeda H. Gamma-ray line observations of the 2000 July 14 flare and SEP impact on the Earth // Solar Physics. V. 204. 2001. P. 43-55.

85. Gan W.Q. On both the time histories of the 0.511 MeV line and 2.223 MeV line from the X4.8 flare of 23 July 2002 observed with RHESSI // Solar Physics. 2004. V.219. P. 279-287.

86. Зайцев В.В., Степанов А.В. Корональные магнитные арки // Успехи физических наук. Т. 178, № 11, С.1166-1204, 2008.

87. Perez-Enriquez R., Miroshnichenko L.I., and Lara A. Turbulent particle acceleration in large solar flares // Proc. 27th Int. Cosmic Ray Conf., Germany, Hamburg, 2001, v.7, p.3243-3246.

88. Perez-Enriquez R., Miroshnichenko L.I., Rodriguez-Taboada R.E., Mendez-Berhondo A. Solar-terrestrial response to large extension and long duration gamma ray events // Geofísica Internacional, 2000, v.39, No.l, p.87-92.

89. Ландау Л.Д. и Лившиц Е.М. Электродинамика сплошных сред / Курс теоретической физики. 1982, т. 8. М.: Наука.

90. Aschwanden M.J. Physics of the solar corona: An Introduction with Problems and Solutions, 2006.

91. Zaitsev V.V., Stepanov A.V. Towards the circuit theory of solar flares // Solar Physics. 1992. V. 139. P. 343-356.

92. Максимов В.П. Вспышки в тенях солнечных пятен // Кинематика и физика небесных тел, 1985. Т.1. № 4. С.21-25.

93. Кужевский Б.М., Мирошниченко Л.И., Троицкая Е.В. Гамма-излучение с энергией 2.223 МэВ и распределение плотности в солнечной атмосфере во время вспышек // Астрономический журнал, 2005, т.82. №7. С. 637-648.

94. Hurford G.J., Krucker S., Lin R.P., Schwartz R.A., Share G.H., and Smith D.M. Gamma-ray imaging of the 2003 October/November solar flares // Astrophysical Journal, 644: L93-L96, 2006.

95. Кичигин Г.Н., Мирошниченко Л.И., Сидоров В.И., Язев С.А. Динамика солнечных протонов в магнитной арке // Сборник тезисов конференции «Физика плазмы в Солнечной системе». 2011. ИКИ РАН. - М.: - С. 31.

96. Pevtsov A.A. Transequatorial loops in solar corona // Astrophysical Journal. -2000. V. 531. P.553-560.114. http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CMElist/UNIVERSAL/2001 10/univ2001 10.html

97. Адельханов C.C., Сидоров В.И. О четырёхленточных вспышках // Девятая всероссийская научная конференция студентов-физиков и молодых учёных. 28 марта- 3 апреля 2003 г. Красноярск. 2003. С. 738-739.

98. Portier-Fozzani F. and Inhester В. 3D Coronal structures and their evolutions measured by stereoscopy, consequences for Space Weather and the Stereo Mission // Space Science Reviews. 2001. V. 97. P. 51-54.