Солнечные вспышки малой мощности в линии Hα: результаты исследований
| Jazyk: | ruština |
|---|---|
| Rok vydání: | 2023 |
| Předmět: | |
| DOI: | 10.34898/izcrao-vol119-iss1-pp27-41 |
| Popis: | В работе обобщаются результаты многолетних исследований вспышек малой мощности в линии Hα (оптический класс S), полученные с использованием данных международного вспышечного патруля, наблюдательных материалов в линии 6563 Å Байкальской астрофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН и телескопов GONG, наблюдений обсерваторий SDO, SOHO и Kitt Peak. В результате проведенных исследований получены уточненные, статистически достоверные и наиболее полные на сегодняшний день данные о пространственно-временных параметрах солнечных вспышек, оценена их полная энергия в оптическом диапазоне длин волн. Установлено, что вспышки малой мощности (малые вспышки) образуют на Солнце плотные скопления – центры вспышечной активности (ЦВА), связанные с областями всплывающих магнитных потоков. Обнаружено, что такие вспышки возникают вблизи локальных мелкомасштабных короткоживущих линий раздела полярности (ЛЛРП) продольного магнитного поля. Одной из выявленных закономерностей возникновения малых вспышек является возрастание градиента магнитного поля на отдельных участках ЛЛРП в области вспышки. Продолжительность роста составляет от 40 минут до 1.5 часов. Максимального градиента (1.3-1.5 Гс/км) магнитное поле достигает на момент возникновения вспышки. Результаты исследования показывают, что вспышки малой мощности обладают схожими с крупными вспышками сценариями развития: сопровождаются активизациями и эрупцией волокон, имеют взрывную фазу, сопровождаются излучением разной мощности в рентгеновском и радиодиапазонах, потоками протонов. Среди них встречаются вспышки, покрывающие тени солнечных пятен, двухленточные и белые вспышки. Полученные результаты могут быть использованы для диагностики нестационарных процессов на Солнце, прогноза солнечной активности и геоэффективных солнечных событий. The paper summarizes the results of long-term studies of low-power flares in the Hα line (optical class S) obtained using data from the international flare patrol, observational materials in the 6563 Å line of the Baikal Astrophysical Observatory of the ISTP SB RAS and GONG telescopes, observations from the SDO, SOHO, and Kitt Peak Observatory. As a result of the performed studies, the refined, statistically reliable and most complete data on the spatiotemporal parameters of solar flares have been obtained to date, and their total energy in the optical wavelength range has been estimated. Low-power flares were found to form dense clusters on the Sun – centers of flare activity (CFA) associated with regions of emerging magnetic fluxes. It was also found that such flares occur near the local small-scale short-lived polarity inversion lines (LPILs) of a longitudinal magnetic field. One of the identified regularities of their occurrence is the increase in the magnetic field gradient in certain sections of the LPIL in the flare region. The duration of growth is from 40 minutes to 1.5 hours. The magnetic field reaches its maximum gradient (1.3-1.5 G/km) at the time of the flare. The results of the study show that low-power flares have development scenarios similar to large flares: they are accompanied by activation and eruption of filaments, have an explosive phase, are accompanied by radiation of different power in the X-ray and radio ranges and by proton fluxes. Among them there are flares that cover the sunspot umbra, two-ribbon, and white flares. The results obtained can be used to build physical models, diagnose nonstationary processes on the Sun, predict solar activity and geoeffective solar events. Известия Крымской астрофизической обсерватории, Выпуск 119 (1) 2023, Pages 27-41 |
| Databáze: | OpenAIRE |
| Externí odkaz: |
|