СОАНЕЧНАЯ
И СОАНЕЧНО-ЗЕМНАЯ
ФИЗИКА
ШШСТРИРОВАИНЫЙ СЛОВАРЬ ТЕРМИНОВ

ILLUSTRATED GLOSSARY
FOR SOLAR AND
SOLAR-TERRESTRIAL F
EDITED BY
A. BRUZEK AND C. J. DUBRANT
FRAUNHOFER ШвТИПШТ, FREIBURG
D. REIDEL PUBLISHING COMPANY
DORDRBCHT-HOLLAND/BOSTON-USA 1977

СОЛНЕЧНАЯ
Л СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ
ФИЗИКА
ИЛЛЮСТРИРОВАННЫЙ СЛОВАРЬ ТЕРМИНОВ
Под редакцией
А. БРУЦЕКА И Ш. ДЮРАНА
Перевод с английского
Е. В. ИВАНОВА
под редакцией д-ра физ.-мат.наук
Я.И. ФЕЛЬДШТЕЙНА и
канд.физ.-мат.наук В.Н. ОБРИДКО
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР» МОСКВА 1980

УДК 52
Книга написана ведущими специалистами по солнечной и
солнечно-земной физике в соответствии с рекомендацией
Международного астрономического союза. В ней
содержатся определения, результаты наблюдений и краткая
физическая интерпретация около 800 терминов,
употребляющихся в этой области науки.
Книга снабжена указателями терминов на английском и
русском языках, что позволяет использовать ее как
англо-русский или русско-английский словарь. Она
богато иллюстрирована фотоснимками, содержащими
значительную информацию о рассматриваемых явлениях.
Книга должна стать стандартным справочником для <
астрономов и геофизиков, а также будет полезна
неспециалистам, интересующимся проблемами солнечной и
солнечно-земной физики.
Редакция литературы по космическим исследованиям,
астрономии и геофизике
1705060000
20 603-105
С 105-80
041(01)-80
1977 by D.Reidel Publishing
Company, Dordrecht, Holland
Перевод на русский язык,
"Мир", 1980

Авторы и редакторы посвящают
эту книгу памяти К.О. Кипенхойера

К.О. Кипенхойер
(1910- 1975)

ОТ РЕДАКТОРОВ ПЕРЕВОДА
Назначение предлагаемой вниманию читателей книги - стать
стандартным справочником для всех, работающих в области физики
Солнца и солнечно-земных связей. История создания этой книги,
ншгасанной по рекомендации Международного астрономического
союза, ее цель и структура подробно описаны в предисловии
редакторов оригинала, и здесь нет нужды повторять их. Отметим
лишь, что по своему содержанию книга представляет собой сводку
терминов, которые употребляются в англоязычной литературе по
солнечной и солнечно-земной физике. Если же учесть, что в
настоящее время английский язык стал наиболее употребительным
языком на международных научных конференциях и симпозиумах,
•го по существу читатель получает сводку международных
стандартных терминов по солнечной и солнечно-земной физике и их
толкований.
Книга состоит из 255 разделов. В каждом из них дается
краткое феноменологическое и количественное описание явления,
включая его связь с другими явлениями, а также сжатая физическая
интерпретация. Ссылки на литературу, использованную авторами
раздела, следуют непосредственно за текстом. Существенной
частью книги являются иллюстрации, которые помогут читателю
лучше понять и усвоить смысл определяемых терминов. Отметим, что
псе фотоснимки в книге вынесены на вклейки и снабжены сквозной
нумерацией; штриховые рисунки размещены в тексте, а их
нумерация соответствует нумерации разделов.
Трудности, которые встретились при подготовке и написании
этой книги, отражены в предисловии редакторов английского
издания. Дополнительные трудности возникли при переводе. В первую
очередь они связаны со стремлением максимально полно отразить
терминологию, существующую в современной англоязычной
литературе. В результате в книгу вошли некоторые термины, для
которых еще не существует устоявшихся русских эквивалентов. В
других случаях одним и тем же термином в английском языке
обозначаются совершенно различные явления, имеющие в русской
литературе разные названия (например, plage, spike и т.д.). Тем
не менее для подавляющего большинства терминов удалось найти
общепринятые в русском языке эквиваленты.
Многочисленные сокращения, характерные для англоязычной
литературы (скажем, SC, MMF и т.п.), в общем малоупотребительны
в советской научной литературе; поэтому русские сокращения, как

8 От редакторов перевода
правило, не использовались, а английские сокращения указаны в
скобках после соответствующего термина.
Около 800 русских терминов (сопровождаемых английскими
эквивалентами), выделенных в тексте курсивом, собраны в конце
книги в виде предметного указателя со ссылкой на номер
соответствующего раздела (иногда указывается номер иллюстрации), что
позволяет быстро найти нужный термин. Кроме того, книга
снабжена предметным указателем английских терминов с параллельным
русским переводом. Все это позволяет использовать книгу в
качестве специализированного англо—русского и русско-английского
словаря.
Несмотря на то что книга написана многими авторами (список
авторов находится в конце книги), она отличается единым стилем
изложения, хорошо читается и будет весьма полезна как
специалистам в области солнечной и солнечно-земной физики, так и
неспециалистам, которые хотят понять всю сложность процессов,
протекающих на Солнце и в околосолнечном пространстве. Ее с
успехом можно использовать как краткое, но емкое по содержанию
учебное пособие. И наконец, повторим еще раз, что основная
задача книги - быть справочником и специализированным словарем
по солнечной и солнечно-земной физике.
В.Обридко
Я.Фелъдштейн

ПРЕДИСЛОВИЕ
Па XV Генеральной ассамблее Международного астрономического
союза в Сиднее в 1973 г. Комиссия № 10 по солнечной
активности обратилась к новому Бюро комиссии с пожеланием создать
небольшую группу для разработки стандартного списка названий
солнечных явлений и подготовки иллюстрированного текста,
который расчистил бы терминологические джунгли в интересах
специалистов в области физики Солнца, а также теоретиков и
исследователей в смежных областях. На эту просьбу откликнулся
председатель Комиссии № 10 профессор К.О. Кипенхойер, и его
настойчивая деятельность привела в конце концов к появлению этой
книги.
Во время работы над книгой поставленная цель была
пересмотрена,, но это не коснулось ее основного назначения. Вместо
подготовки списка стандартных терминов мы решили собрать воедино
всю терминологию, которая встречается в современной
англоязычной литературе, включая синонимы и термины с частично
перекрывающимися значениями. Каждый термин определялся со всей
возможной точностью, с тем чтобы в дальнейшем его употребление
не вносило неопределенности. Это может послужить шагом к
стандартизации терминов, если они не будут использоваться для
новых явлений. Несомненно, новые наблюдения и теории приведут к
появлению новых определений и толкований тех же терминов, так
что данный толковый словарь следует рассматривать скорее как
справочник по существующим терминам.
Важно отметить, что эта книга представляет собой
специальный толковый словарь, обеспечивающий исследователей Солнца,
астрономов других специальностей, теоретиков и студентов
краткой информацией о природе и свойствах явлений солнечной и
солнечно-земной физики. С другой стороны, книга имеет своей целью
познакомить астрономов-наблюдателей с терминологией,
употребляемой при описании и интерпретации наблюдений. Для каждого
термина или группы связанных между собой терминов приведено
краткое феноменологическое и количественное описание,
включающее характеристику их связи с другими явлениями и краткую
физическую интерпретацию. Последнее, естественно, возможно не
всегда, поскольку некоторые явления поняты хорошо, а многие -
плохо. Во всех случаях мы пытались четко охарактеризовать
современное состояние проблемы, несмотря на известную опасность
субъективности наших оценок. Мы полагаем, что привлечь внима-

Предисловие 10
ние читателей к нерешенным проблемам важнее любой
субъективности отдельных специалистов. В том же духе выбирались и
ссылки — не из соображений приоритета или актуальности, а исходя из
удобства, ясности и полноты изложения материала. Их назначение
- познакомить читателя-неспециалиста с литературой.
Труднодоступных книг и журналов мы старались избегать.
При решении такой задачи хорошая иллюстрация полезнее
тысячи слов. Многие фотоснимки, воспроизведенные в книге, — это
больше чем просто иллюстрации; они, по сути дела, содержат всю
нашу информацию о рассматриваемых явлениях. Мы не можем
изучить эти явления более подробно или использовать более прямые
методы, поэтому фотоснимкам посвящено так много внимания.
Важно, чтобы неспециалист оценил, с какими сложностями
приходится встречаться гелиофизику в своих исследованиях. Физики
пока еще не могут создать теоретическую модель, которая
воспроизводила бы эти структуры, так что усилия понять их эволюцию и
взаимосвязь продолжают оставаться плодотворными и полезными.
Поэтому в данном словаре сделана попытка по возможности полно
охарактеризовать эти структуры, чтобы читатель мог уяснить
себе их значение в рамках общей схемы. Мы надеемся убедить
читателя в том, что гелиофизики используют описание ''категорий"
исключительно для выяснения внутренних механизмов основных
физических процессов, которые определяют природу нашего Солнца
и поведение окружающей среды.
В подготовке материала для этой книги и в ее создании нам
помогало так много людей, что мы лишены возможности
поблагодарить персонально каждого из них; 'пользуясь случаем, мы
выражаем всем им самую теплую благодарность. Редакторам
хотелось бы выразить свою глубокую признательность многим
исследователям за их постоянное сотрудничество и терпение и особенно
отдать долг уважения покойному проф. К.О. Кипенхойеру. Пусть
эта книга послужит одним из памятников его энергии и
настойчивости.
Редакторы сознают, что они не могли учесть мнения всех
специалистов. За допущенные неточности или упущения они несут
полную ответственность и приносят глубокие извинения. Они также
сознают, что солнечная физика - быстроразвивающаяся наука и
существующая картина представлений изменится. Они с
благодарностью примут любую критику как всей книги в целом, так и
любые предложения о дополнении, исключении и пересмотре ее
отдельных мест.
А.Б, и Ш.Д.

1
ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
К. ДЖ. ДЮ-РАН,
А.В. РОКСБУРГ
U. Стандартная солнечная модель
Модель внутреннего строения современного Солнца получается, если
I^осмотреть эволюцию в течение 4,5 • 109 лет одной солнечной
массы плазмы, имеющей химический состав современных внешних
слоев Солнца, дополненный стандартным содержанием гелия. Обычно,
принимается, что перемешивания вещества ядра с непроэволюциони-
ровавшей оболочкой не происходит. Возможно, это предположение
но совсем законно, однако оно изменяет лишь детали, а не общую
структуру ядра в модели.
В настоящее время стандартная солнечная модель предсказывает
протяженное ядро, так как протон-протонная реакция, которая
высвобождает почти всю лучистую энергию Солнца, лишь слабо зависит
ОТ температуры.
Протяженность этого источника энергии вместе с температурной
зависимостью коэффициентов непрозрачности, определяемых
свободно-связанными и свободно-свободными переходами, обеспечивают
оубадиабатические температурные градиенты в ядре, т.е. отсутствие
там какой-либо конвекции.
Однако во внешней части оболочки возникает единственная кон-
ноктивная зона, которая охватывает все слои, за исключением
самых внешних, лежащих непосредственно под фотосферой. Именно эти
слои определяют энтропию адиабаты в области, где действует
конвекция, и тем самым - модель как целое. Так как полная теория такой
частичной конвекции отсутствует, в модели остается свободный
параметр, который необходимо определить путем согласования
рассчитанного солнечного радиуса с наблюдаемым. Ниже конвективной зоны мо-
жот оказаться существенным конвективный овершут (проникающая кон-
нокция), переносящий вещество оболочки в области, где происходят
ядерные реакции (7Li )r См. рис. 1.1.
102о Вращение внутренних слоев
I \ таких несферически-симметричных жидких образованиях, как
вращающееся Солнце, как правило, невозможно выполнение условий как
лучистого, так и гидростатического равновесия. Оба условия нару-

12 1Я. Вращение внутренних слоев
W
0,7
0,2
0,3
О£ 0,50,70,3
..•• Ядро
Оболочка
Конвективная
х[н] зта
х[3Не*ЮО] \
0,1 0,2 0,3 O/i 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 W
М/Мо
Ри с, 1.1. Комбинированная стандартная модель внутреннего строения
Солнца, Температура Т, плотность р, светимость L и относительная
распространенность по массе Н, 3Не и 4Не представлены как функции солнечного
радиуса и массы. Масштабные параметры: Тс = 1,6 •. 107 К; рс = 1,6 г/см3,
L0= 3,86 • 1033эрг/с, /?0= 6,96 • 101Осм; Мо = 1,99 • 1033г,
шаются, и разность температур вдоль поверхностей уровня
возбуждает меридиональную циркуляцию. Внутри звезд эти течения Эддингтона-
Свита очень медленны (время одного цикла л*1О12 лет) и не
меняют заметно распределение момента количества движения внутри
Солнца в течение времени его пребывания на главной
последовательности. К тому же градиент молекулярного веса, возникающий на
границе ядра, затрудняет рост общей циркуляции, так как для
подъема более плотного вещества необходима дополнительная затрата
энергии. Поэтому в ядре и оболочке возникает независимая
циркуляция и никакого перемешивания не происходит до тех пор, пока
вращение ядра не становится очень быстрым.
Динамически увлекаемые потоки значительно более важны при
перераспределении момента количества движения внутри Солнца. Для
баротропных жидкостей, в которых плотность является функцией
одного лишь давления, изменение силы Кориолиса может быть
уравновешено только вязким напряжением, которое приводит к быстрой цир-

1.3. Генерация энергии 13
куляции и переносу момента количества движения от быстро
вращающихся к медленно вращающимся областям. Это - внутреннее
торможение, или накачка Экмана. Однако звезды не баротропны и члены
Кориолиса могут уравновешиваться как изменениями плотности, так
и изменениями температуры, если сдвиг не настолько велик, что
возникает локально неустойчивый градиент плотности. В последнем
случае динамически возбуждаемое перемешивание происходит лишь
в тонкой граничной области. Более эффективным для переноса
момента количества движения являются вековые неустойчивости,
возникающие вследствие того, что перенос лучистой энергии сглажива-
от температурные вариации и устраняет силы плавучести,
уравновешивая силу Кориолиса. Эти неустойчивости Г олъдрайха — Шуберта — Фрике
за характерное время Кельвина - Гельмгольца (^107лет) приводят
к предельно устойчивому распределению угловых скоростей, которое
удовлетворяет критерию устойчивости для той же самой системы,
по состоящей из невязкой несжимаемой жидкости. Угловая скорость
должна возрастать внутрь, но момент количества движения будет
медленно диффундировать наружу в конвективную зону, откуда он
уносится от Солнца солнечным ветром. Время, в течение которого
устанавливается более или менее однородное вращение внугренных
слоев, неизвестно.
Однородное вращение будет устанавливаться значительно быстрее,
если солнечное ядро связано с внешней оболочкой хотя бы слабым
магнитным полем.
Последние измерения сплюснутости Солнца не дают никаких
свидетельств в пользу быстро вращающегося солнечного ядра.
Henton E.R., Clark A. Ann. Rev. Fluid Mech., 6, 257, 1974.
Dicke R.H. Astrophys. J., 171, 331, 1972.
Mestel L. Stars and Stellar Systems, 8, 465, 1965.
1.3. Генерация энергии
Для Солнца как для звезды главной последовательности наиболее
важным источником энергии, несомненно, является термоядерный
синтез четырех протонов в один атом гелия, при котором
выделяется энергия связи, равная 26,73 МэВ.
При температурах, меньших -^2,3 • 10 К, большая часть
энергии обеспечивается протон-протонной (р-р) цепочкой. Это серия
реакций, при которых выделяется 26,20 МэВ энергии в виде
гамма-излучения и 0,53 МэВ в виде нейтрино:
р(р, e++.v)d,
е+(е-)у,
с1(р,у) 3Не,
3Не(3Не, р + р)4Не

14 1.4. Солнечные нейтрино
При температурах, превышающих 1,4 • 107 К, более часты
другие завершающие реакции протон-протонной цепи с более тяжелыми
ядрами; сначала
3Не(4Не, у)7Ве,
затем либо
7Ве (е-, v) 7Li | ( eaKf^h
7Li (р, ос) 4He J
либо
7Ве (р,у) ев,
8В (, е+'+ v) 8Ве*,
8Ве* -* 24Не.
Последняя реакция дает нейтрино, которые должны быть обнаружимы
на Земле.
При температурах выше 1,7 • 10 К преобладают совсем другие
реакции, катализируемые углеродом, азотом и кислородом (т.е. CNO-
цикл). Они очень чувствительны к температуре (скорость
протекания реакций пропорциональна Г17), в то время как цепочка р-р
зависит от температуры слабо (скорость протекания реакций
пропорциональна Т4). В солнечных моделях генерация энергии посредством
цикла CNO сильно концентрируется к ядру, но даже и там
составляет лишь 6% от общей генерации энергии в стандартной модели. Более
низкая температура ядра, согласующаяся с наблюдаемым потоком
нейтрино, должна приводить к еще меньшей роли СN0-цикла в
выделении энергии.
Novotny E. Introduction to Stellar Atmospheres and Interiors, Oxford University
Press, New York, 1973, p. 245.
1.4. Солнечные нейтрино
Измерение потока солнечных нейтрино имеет большое значение для
проверки стандартной модели Солнца. Непрозрачность звездного
вещества для нейтрино настолько низка, что нейтрино приходят ж нам
непосредственно оттуда, где они образуются в результате
термоядерных реакций, - из солнечного; ядра. Тем самым они позволяют
безошибочно диагностировать условия внутри звезд. Дэвис поставил
эксперимент по обнаружению нейтрино от побочных реакций.
7Ве (е-, v) 7Li ,
8В (,e++,v) 8Be*.
Большинство захватов ожидается от последней реакции.
К сожалению, наблюдения дали неоднозначные результаты и оста-

1.5. Конвективная зона 15
[СТОЯ сомнительными. Стандартные модели для этого эксперимента
предсказывают частоту захватов, равную 6 SNU(l SNU = 1О"*36 за-
xiuiTOB на 1 частицу мишени в секунду), в то время как измеренные
скорости равны лищь 1-3 SNU.
Для объяснения этого расхождения было принято много попыток,
объединенных общим предположением о том, что температура в ядре
ниже той, которая предсказывается стандартной моделью. Так как
реакции, в которых образуются нейтрино, крайне чувствительны к
температуре в отличие от реакций, ответственных за светимость
(цепочка р-р ), можно для данного момента времени получить за
счет перемешивания модель Солнца, соответствующую более ранней
стадии эволюции с той же самой светимостью, но более низким
потоком нейтрино.
Привлекательна модель "солнечного черпака", объясняющая такое
перемешивание ядерной неустойчивостью, обусловленной очень
высокой температурной зависимостью преобразования 3Не в 4Не на
периферии ядра, где накапливается несгоревший 3Не. Выделение энергии
приводит к медленному перемешиванию через границу ядра.
KOXBURGH I.W. In Basic Mechanisms of Solar Activity, eds.
V. Bumba, J.Kleczek, IAU Symp., 71, 453, 1976.
TRIMBLE V., REINES F. Rev, Mod. Phys., 45, 1, 1973.
[Имеется перевод: Проблемы солнечной активности, под ред.
В.Бумбы и И.Клечека. - М.: Мир, 1979].
1.5. Конвективная зона
Сферически-симметричная звездная оболочка может оставаться
устойчивой при условии лучистого равновесия (поглощение и испускание
излучения всюду точно уравновешены) до тех пор, пока локальный
градиент температуры, необходимый для поддержания постоянного
теплового потока, не становится существенно суперадиабатическим.
Внутри звезд этот критерий Шварцшильда для неустойчивости
выполняется, поскольку число Рэлея имеет большие значения, В солнечной
оболочке начало рекомбинации водорода приводит к падению
солнечного адиабатического градиента и возникновению конвекции. В этих
плотных областях конвекция эффективна, т.е. можно считать, что
вся тепловая энергия переносится конвективными движениями (кон-
иективное равновесие) и требуемая суперадиабатичность настолько
мала, что в качестве градиента температуры можно взять
адиабатический градиент. В то время как давление в этой области
возрастает с глубиной, ионизация препятствует повышению температуры. Это
приводит к появлению ниже зоны ионизации более резких
температурных градиентов и распространению конвекции в эту область на
значительное расстояние.
В основании солнечной фотосферы вследствие возрастающей непро-

16 1.6. Теория конвекции
Ig ПК)
7,0
6,0
5,0
AV,
-1,0
-0,5
AV
I
; \
\
\~*
Q001
щ—^
0,01
!
/
/
i
0,1
'¥
' /
,./
0,2 0,3
/ \-QP
/(г/см3)
I
o-
-2-
-3-
-4-
~ o~
-6-
(дЪн/смг)
Id
1Ог
103
10*
Глубина, км
105
Рис# 1#2* Модель длины перемешивания солнечной конвективной зоны по
Спруиту (1974). Температура Т, плотность р, газовое давление Р и
суперадиабатический градиент AV нанесены как функции глубины, отсчитываемой
от основания фотосферы.
зрачности Н" лучистый температурный градиент значительно выше
адиабатического. Однако в этом случае плотность низка, так что
получающаяся в результате конвекция неэффективна; энергия не вся
переносится с помощью конвекции, и температурный градиент не
близок к адиабатическому. Для представления этого режима
необходима соответствующая теория конвекции (см. рис. 1.2).
СОХ JJ\, GIULI R.T. Principles of Stellar Structure, Gordon and Breach,
New York, 1968.
SPRUIT H,C, Solar Phys., 34, 277, 1974,
1о6, Теория конвекции
Теория конвекции предназначена для описания устойчивого состояния,
установившегося в конвективно неустойчивых нелинейных системах;
Их сложность вынуждает нас сделать выбор между строгим
рассмотрением простой системы и схематическим рассмотрением более сложной
модели. Наиболее значительные успехи были достигнуты недавно с
помощью первого подхода, но эти исследования, как правило выполнен-

1.1. приближение Буссинеска 17
шло \\ приближении Буссинеска, предполагают наличие изолированного
vi и !высокого числа Прандтля (отношение коэффициента вязкости
I. температуропроводности). Поскольку ни одно из этих требований
но удовлетворяет условиям на Солнце, к результатам следует отнс—
1 иться с осторожностью.
Часто прибегают к эвристическим описаниям турбулентной кон~
ппкции. Например, в теории длины перемешивания предполагается^
ЧТО процессы конвективного переноса аналогичны молекулярным
процессам и могут быть описаны с использованием единственной
длины перемешивания, соответствующей молекулярному пути свс—
йодного пробега. Эта длина является свободным параметром,
который обычно выбирается таким образом, чтобы его величина была
сопоставима с локальной шкалой высот по плотности. Необходимо
подчеркнуть, что и это описание использует приближение Буссинеска.
С другой стороны, утверждается, что в конвекции,
распространяющейся на расстояние, в несколько раз превышающее (медленно
изменяющуюся) шкалу высот, крупномасштабные ячейки энергетически
^удут предпочтительнее вихрей, сравнимых по своим размерам с
локальной шкалой высот. В этом случае можно выделить три режима
солнечной конвективной зоны, приводящие к ячейкам различных
размеров, которые наблюдаются в виде грануляции, супергрануляции
И гигантских ячеек.
SIMON G.W., WEISS N.O. Z0Astrophys0, 69, 435, 1968.
SPIEGEL E.A. Ann. Rev. Astron, Astrophyse, 9, 323, 1971.
1,7. Приближение Буесинеска
Приближение Буссинеска - это упрощающее предположение, обычное
для нелинейных моделей конвекции в сжимаемой среде, при котором
требуется, чтобы протяженность среды по вертикали была значительно
меньше шкал высот по плотности и давлению. Сжимаемость (флукту-
/щии плотности) тогда вызывает лишь силы плавучести, а не инерци-
альные силы. Этот термин иногда также используется и в применении
it неупругому приближению, когда предполагается» что все скорости
значительно меньше скорости звука, так что все волны давления
отфильтровываются.
TURNER J.S, Buoyancy Effects in Fluids, Cambridge, 1973, p. 9.
2-353

СОЛНЕЧНЫЙ ЦИКЛ, СОЛНЕЧНОЕ ВРАЩЕНИЕ
И КРУПНОМАСШТАБНАЯ ЦИРКУЛЯЦИЯ
Р. ГОВАРД
2.1. Солнечный цикл
(цикл солнечной активности)
Периодические изменения интенсивности или числа различных
проявлений солнечной активности называют солнечным циклом
(циклом солнечной активности). Примерами характеристик или ин~
дексов таких изменений являются числа Вольфа (цикл солнечных
пятен), флоккулы, протуберанцы, радиоизлучение на частоте
2800 МГц и вспышки. Период этих циклических вариаций
составляет приблизительно 11 пет (11-летний цикл ),х&гя в нашем столетии
средний период был ближе к 10 годам.
Рост чисел Вольфа и других индексов к максимуму обычно
происходит быстрее спада от максимума к минимуму. На рис. 2.1
показаны изменения чисел Вольфа в течение последних трех
солнечных циклов.
Первые солнечные пятна нового цикла образуются на
сравнительно высоких широтах. Средняя широта образования пятен
уменьшается в течение цикла до тех пор, пока пятна не оказываются
в конце цикла вблизи экватора.
Это изменение широты солнечных пятен с фазой солнечного
цикла получило название закона Шпёрера по имени первого
ученого, который детально исследовал этот эффект. Диаграмма
"бабочек"} впервые составленная Маундером в 1922 г., является
графическим представлением этого изменения. Вблизи минимума
активности низкоширотная активность старого и высокоширотная
активность нового цикла перекрываются на протяжении примерно
3-х лет (рис. 2.2).
KIEPENHEUER К.О. In The Sun, ed. G.P. Kuiper, Univ. of Chicago Press,
Chicago, 1953, p. 322. [Имеется перевод: Кипенхойер К.О. - В кн.:
Солнце. Под ред. Г.П. Койпера. М.: ИЛ, 1957, с. 289.1
WALDMEIER M. Ergebnisse undProbleme der Sonnenforschung, Akad. Verlagsges.
Geest und Portig, Leipzig, 1955, pp. 139-160,
•
2.2. Цикл Хейла
Магнитные полярности головного и хвостового солнечных пятен
в каждом полушарии меняют свой знак на противоположный при

R
600
250
200
150
100
50
~ ■
-
Л^ч I I I
1944 Ц6 48
I I ■ I I I I I I I
50 52 54 56 58 60 62 64 66 68 70 72 74 76
Рис. 2.1. Кривая среднемесячных чисел Вольфа (R) за прошедшие
три_солнечных цикла. Сплошная кривая показывает ход сглаженных средних RQ =
= (Я_6+Я+6+ 22 ЯД/24.

+ 50\
шшшш^ш:л
щшт,
55 56 57 58 59 6О 61 62 63 64 65 66 67 68 69 7О 71 72 73 74 75
Рис.2.2» Диаграмма "ба-
бочек'\ построенная по
наблюдениям солнечных
пятен на обсерватории
Mayнт-Вильсон. Для
каждой группы пятен нанесена
вертикальная черточка,
соответствующая одному
градусу широты, с центром
на широте этой группы в
течение одного кэррингто-.
новского оборота. На этой
диаграмме приведены
данные по двум последним
солнечным циклам.

2Л. Механизмы динамо 21
рмходе от одного цикла к другому, В 2 0-м солнечном цикле,
(тирый начался в октябре 1964 г., головные пятна в северном
"пушмрии имели преимущественно отрицательную (южную) поляр-
Tii (вектор магнитного поля направлен к Солнцу). Полярность
щи птых пятен была положительной (северной)„ В южной прлубфе—
1П)лярность головных пятен была положительной (северной), а
Полярность хвостовых пятен - отрицательной (южной), В следую—
I цикле эти полярности в каждом полушарии меняют свой знак
и I противоположный. Таким образом, магнитная активность обна-
'жиимет 22-летнюю повторяемость, называемую циклом Хейла.
ii \i,K (i.E., NICHOLSON S.B. Publ. Carnegie Inst., No. 498, 19 38.
i.!l. Долгопериодные вариации активности
щпсггвуют некоторые свидетельства модуляции амплитуды 11-
ютного цикла с периодом около 80 лет (восьмидесятилетний
pHA)t Хотя числа солнечных пятен можно уверенно проследить
РОЛЬКО на протяжении двух с половиной столетий, были использо-
I ип,| сведения о полярных сияниях, позволяющие сделать заклю—
пин об уровне активности в прошлом в течение более чем двух..
Моячелетий. Сообщалось также о существовании других долгопе-
фцодных вариаций активности с периодами 200, 400 и 600 лет.
Мо предположению Коула длительность цикла в режиме
свободны, колебаний составляет 11,8 года, но цикл запускается через
> - КДые 10,45 года, что приводит к фазовой модуляции с периодом
I'M) лот. Амплитуда модулируется с периодом 11,9 года.
• •)дди указал, что начиная с 1645 г. в течение примерно 70 лет
mojподалось очень мало солнечных пятен, а свидетельства в пользу
-ни.,л/1 солнечных пятен если и существуют, то немногочисленны.
I '"гпстрация других явлений, таких, как полярные сияния, пятна,
ЩДИМые невооруженным глазом, абсолютная хронология по содер-
жшшю 14С, в основном подтверждают существование низкого уров-
ii'.i солнечной активности в течение этого интервала времени, ко-
РОрый получил название минимума Маундера.
HONOV A.D. In Solar Activity and Related Interplanetary and Terrestrial
rinmomena, ed. J. Xanthakis, Springer, Berlin, 1973, p. 83.
< I H ,E T.W. Solar Phys., 30, 103, 1973.
I I * I > V J.A. Science, 192, 1189, 1976.
HUNKEL R. Solar Phys., 25, 498, 1972.
' l. Механизмы динамо
Мим реализации механизма МГД—динамо необходимо, чтобы движе—
КИЯ жидкости в проводящей среде создавали токи, генерирующие
I 1ГИИТНЫЙ поток. Лучше всего исследованы кинематические динамо,

22 2.5. Дифф еренциальное вращение
в которых потоки задаются заранее без рассмотрения какого—либо
воздействия магнитных сил. Было найдено, что динамо возникает в
результате почти всех движений достаточной интенсивности и
сложности.
В большинстве моделей солнечного динамо используется диф-
ференциальное вращение конвективной зоны для вытягивания
крупномасштабного полойдального (в плоскости, проходящей через ось
вращения) магнитного поля в крупномасштабное тороидальное
(закрученное вокруг оси вращения) поле. Это тороидальное поле в
свою очередь генерирует новое полоидальное поле посредством
закручивания силовых линий в мелкомасштабных конвективных
элементах вследствие сил Кориолиса. Асимметрия между
поднимающимися и опускающимися элементами в стратифицированной среде
обеспечивает суммарный крупномасштабный эффект этих вихревых
движений. Для моделирования роста крупномасштабного поля в теории
среднего поля используются дифференциальное вращение (со-эффект)
и модель конвективных движений (а- эффект).. Циклическая модель
оссо- динамо получается* если генерация и диссипация магнитного
потока уравновешены. Для преобразования крупномасштабного
потока в промежуточный или мелкомасштабный используется
турбулентная диффузия. Некоторая часть исходного потока теряется
непосредственно вследствие диффузии через солнечную поверхность,
а остальная — вследствие омической диссипации мелкомасштабного
потока, а-эффект и турбулентную диффузию можно оценить,
используя конвективные модели длины перемешивания, но вид
дифференциального вращения остается свободным параметром.
Соответствующий подбор дает модели, которые воспроизводят
многие общие особенности цикла солнечной активности.
Модели солнечного МГД-динамо, в которых уравнения поля и
потока были бы самосогласованны, еще не разработаны.
Первоначальные полуэмпирические модели Бэбкока и Лейтона
были очень похожи, за исключением того, что Бэбкок обратился
к магнитной плавучести для объяснения подъема своих тороидальных
петель, а Лейтон использовал грануляционные и
супергрануляционные движения для обеспечения горизонтального переноса
диффузионного потока. Понимание того, что диффузия может быть
неоднородной и анизотропной, вероятно, в самом деле существенно.
ВАВСОСК H.W. Astrophys. J., 133, 572, 1961.
LEIGHTON R.B. Astrophys. J., 140, 1547, 1964
STIXM. Astron. Astrophys., 37, 121, 1974.
2.5. Дифференциальное вращение
Солнце вращается не как твердое тело; низкие широты вращаются
с большей угловой скоростью, чем высокие. Этот эффект носит

2.6. Вращение конвективной зоны 23
WH
5 10 15 20 25 30 35 40°
I' ||' . 2.3. Дифференциальное вращение. Скорости вращения срлнечных пятен
(NIN - Ньютон и Нанн, 1951), фотосферной плазмы ( НН - Говард и Харви,
1970), хромосферной плазмы в На (L - Ливингстон, 1969), фотосферного
магнитного поля (WH - Вилкокс и Говард, 1970), корональной плазмы (SN -'
(!имон и Нойс, 1972), узелков в линии К Са II (SW - Шретер и Вель, 1975).
[Schroter E.H., WdhlH. Solar Phys., 42, 3, 1975.)
ипиание дифференциального вращения. Его величину определяют
лиГю по таким временным трассерам, как солнечные пятна, фа-
нплы, волокна и т.д., при их прохождении по солнечному диску,
ПИбо используя эффект Доплера в спектральных линиях. Каждый
мнтод дает свою зависимость скорости вращения от широты, хотя
для большинства трассеров на экваторе эта скорость одна и та же.
l'/кшичие между скоростями трассеров и доплеровской скоростью
приписывают возрастанию скорости вращения с глубиной под ви~
i in мой поверхностью.
Не существует какого-либо общепринятого объяснения природы
жи|х|)пренциального вращения на Солнце. См. рис. 2.3.
(ill,MAN P.A. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 12, 47,1974.
m'.IIHOTERE.H., WOHL H. Solar Phys., 42, 3, 1975.
' i;. Вращение конвективной зоны
Ли||м|)оренциальное вращение рассматривается как следствие взаимо-
пЫ\г;гъия вращения и конвекции, хотя детали взаимодействия могут

24 2.7. Кэррингтонов ское вращение
быть рассчитаны только для приближенных феноменологических
моделей солнечной конвекции, поскольку теории сжимаемой
турбулентности пока еще не существует, Указанные модели, описывающие
вращение конвективной зоны, делятся на два класса» В моделях
первого класса предполагается, что динамические явления во
вращающейся солнечной конвективной зоне подобны явлениям во
вращающейся жидкой оболочке, нагреваемой снизу. Возникающие в
результате этого конвективные движения перераспределяют момент
количества движения до тех пор, пока при стационарном режиме вращение
не становится неоднородным, Второй класс основан на попытках
построить модель действия турбулентности с помощью
"коэффициентов вихревого переноса", которые анизотропны или неоднородны
или одновременно и анизотропны, и неоднородны. В этом случае
момент количества движения перераспределяется ячейками
крупномасштабной циркуляции, что опять-таки приводит к дифференциальному
вращению.
Единственный уверенный вывод из этих исследований состоит в
том, что любой тип движения во вращающейся жидкости должен
приводить к экваториальному ускорению или замедлению. Все модели
содержат неизвестные свободные параметры, разумный выбор
которых может привести к согласию между моделями и наблюдаемым
дифференциальным; вращением, но почти все они предсказывают
слишком большие угловые вариации теплового потока от Солнца, не
соответствующие наблюдениям. Однако более детальные модели,
учитывающие сжимаемость, могут привести к разрешению затруднений,
связанных с тепловым потоком.
DURN.EY В.ЕЦ GILMAN P.A., STIX M. In Basic Mechanisms of Solar Activity,
eds. V. Bumba, J. Kleczek, IAU Symp., 71, 479, 1976, [Готовится к печати
сокращенный перевод: Проблемы солнечной активности, под ред. В« Бум-
бы, И.Клечека. - JVL: Мир, 1979.]
2.7. Кэррингтоновское вращение
Более столетия назад Кэррингтон определил средний синодический
период вращения солнечных пятен, равный 27,2753 сут
(сидерический период 25,38 сут). Число оборотов отсчитывается с 9
ноября 1853 г\ Оборот № 1636 начался 15,95 декабря 1975 г.
Кэррингтоновское вращение определяет сетку долгот; каждый оборот
начинается в тот момент, когда 0° долготы пересекает центральный
меридиан. Долгота на Солнце отсчитывается от 0° до 360° с
востока на запад.
CARRINGTON R.C. Observations of the Spots on the Sun, Williams and Norgate,
London, 1863, p. 16.
2.8. Сплюснутость (Солнца)
Если бы наблюдаемая скорость вращения солнечной поверхности
сохранялась более или менее неизменной и в более глубоких

2.10. Гигантские ячейки 25
г.поях Солнца, следовало бы ожидать слабой сплюснутости диска
/\ г/г = 10~5 или примерно 0,01" по радиусу а Некоторые последние
измерения Дикке показали, что сплюснутость примерно в пять раз
Польше этой величины,
Объяснение Дикке этого расхождения требует быстро
вращающегося ядра (период < 2 сут) для возмущения гравитационного
потенциала на поверхности. Если исключить вклад этого вращения
и прецессию перигелия Меркурия, остающаяся, релятивистская
поправка должна соответствовать скорее скалярно—тензорной, чем
эйнштейновской теории гравитации.
Результаты последних наблюдений ставят под сомнение
первоначальные измерения.
DICKE R.H., GOLDENBERG Н.М. Astrophys. J. Suppl., 27, 131, 1974
НМЛ, Н.А. et al. Phys. Rev. Letters, 33, 1497, 1974
2.9. Меридиональный поток
Некоторые модели дифференциального вращения Солнца для переноса
момента количества движения требуют осесимметричиого
меридионального потока (в плоскости, проходящей через ось вращения),
направленного к экватору. Одни наблюдения свидетельствуют о
возможности таких крупномасштабных движений, в то время как другие
Кб подтверждают их существования» Различия температур при
переходе от полюса к экватору, которое могло бы приводить к такому
потоку, по-видимому, не существует,
«illiMANP.A. Ann, Rev. Astron. Astrophys.,. 12, 47, 1974
HOWARD R. Solar Phys., 16,21, 1971.
I'LASKETT H.H. Monthly Notices Roy Astron; Soc;, 131, 407, 1966.
2.10. Гигантские ячейки,
или крупномасштабная циркуляция
I кжоторые особенности доплеровского смещения спектральных
липни свидетельствуют о существовании картины крупномасштабной
циркуляции, i Кроме того, было высказано предположение, что
распределение активных областей и слабых магнитных полей на
солнечной поверхности определяется системой гигантских ячеек.
Типичные размеры таких ячеек составляют 300 000 км, а типич-
ная скорость на поверхности ж ОД км/с.
Были предложены и альтернативные объяснения, при которых
указанные особенности рассматриваются как проявления волн
I 'оссби или деформированных вращением гигантских конвективных
ячеек.
BUMBA V., HOWARD R. Astrophys. J., 141, 1502, 1965.
(ill MAN P.A. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 12, 47, 1974.
SIMON G.W., WEISS N.O. Z. Astrophys,, 69, 435, 1968.

3
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ ВНЕ ПЯТЕН
ДЖ. В. ХАРВИ
■
■
3.1. Общее магнитное поле
Представление о том, что у Солнца должно быть постоянное ди-
польное магнитное поле, возникло в прошлом столетии. Новейшие
наблюдения вызывают сомнения в существовании такого поля. В
настоящее время термин общее магнитное поле часто используется
наряду с термином полярное магнитное поле. Решение вопроса о
реальности общего магнитного поля сводится к исключению
эффекта временных магнитных полей, которые концентрируются вблизи
полюсов. См. полярное магнитное поле и крупномасштабное
магнитное поле.
BIGELOW F.H. The Solar Corona, Smithsonian Institution, 1889.
HALEG.E. Astrophys. J., 38, 27, 1923.
PIDDINGTON J.H. Astrophys. Space Sci.,.47, 319, 1976.
СЕВЕРНЫЙ А.Б. In Solar Magnetic Fields, ed. R.Howard, IAU Symp., 43, 675,
1971.
STENFLO J.O. In Solar Magnetic Fields, Ed. R.Howard, IAU Symp., 43, 714,
1971.
3.2. Полярное магнитное поле
Наблюдения солнечных полярных областей (выше широты 60° )
обычно выявляют отчетливо выраженную структуру магнитных
полей - полярное магнитное поле. Общие характеристики этого поля
медленно меняются с характерным временем в несколько лет. Не
нужно путать его с гипотетическим общим магнитным полем. Если
и существуют какие-либо доказательства в пользу общего
равномерно распределенного магнитного поля в полярных областях, то
их очень мало. По-видимому, полярное поле состоит, как и всюду
на Солнце, из маленьких магнитных элементов, каждый из
которых в отдельности испытывает кратковременные изменения, но их
общий поток для всей полярной области ^ 1021 Мкс. Полярность,
усредненная в области полярной шапки, не всегда отчетливо
выражена. Обычно в двух полушариях наблюдается полярность
противоположных знаков (фото 1), хотя нередко случается, что в
течение недель или месяцев в обоих полушариях полярность
оказывается одного и того же знака. Смена знака полярных магнитных

ЗА. Секторная структура 27
нолей наблюдается во время максимума активности или
непосредственно после него.
Согласно современным представлениям, полярное поле в
основном состоит из остатков дрейфующих частей активных областей,
первоначально возникших на низких широтах.
CILLESPIE В. et al. Astrophys. J., 186, L85, 1973.
HOWARD R. Solar Phys., 38, 283, 1974.
ГОРЕ Т., MOSHER J. Solar Phys., 44, 3, 1975.
( ^ВЕРНЫЙ А.Б. In Solar Magnetic Fields, ed. R.Howard, IAU Symp., 43, 675,
1971.
STENFLO J.O. Solar Phys., 13, 42, 1970.
3.3. Крупномасштабное магнитное поле
Хотя фотосферное магнитное поле состоит из мелких магнитных
структур, эти структуры образуют крупномасштабную картину, как
это показывают визуальная проверка и гармонический анализ
таких, например, магнитограмм, как на фото 19 Активные области
являются образованиями средних размеров. В более крупном
масштабе магнитное поле обычно обнаруживает отчетливое дипольное
поле на полюсах и большие области единой полярности на более
низких широтах. Эти крупномасштабные структуры сохраняются в
точение длительного времени, а период их вращения отличается
от периода вращения фотосферы, магнитное поле в которой
отсутствует. Крупномасштабное магнитное поле на поверхности
проявляется на огромных расстояниях в виде реально существующих
физических связей в короне.
AI/rSCHULERM.D., TROTTER D.E., NEWKIRK G., Jr., HOWARD R. Solar
Phys., 39, 3, 1974.
NAKAGAWA Y., LEVINE R.H. Astrophys. J., 190, 441, 1974.
SIIEELEY N.R., Jr., BOHLIN J.D., BRUECKNER G.E., PURCELL J.D.,
SCHERRER V., TOUSEY R. Solar Phys., 40, 103, 1975.
WILCOX J.M., HOWARD R. Solar Phys., 13, 251, 1970.
8.4, Секторная структура
Межпланетное магнитное поле в плоскости эклиптики обычно мо-
' < r быть подразделено по азимуту на небольшое число секторов,
пиутри которых магнитное поле направлено преимущественно к
< '.олнцу или от Солнца. Эту секторную структуру можно
экстраполировать к поверхности Солнца, где она соответствует распреде—
лоиию крупномасштабных слабых полей, направленных внутрь
Солнца или от него. Западная сторона секторной границы чаще бывает
«покойной, восточная - активной. Магнитные аркады петель пере-
секторную границу.

28 3.5. Униполярная магнитная область
ALTSCHULERM.D.,. TROTTER D.E., NEWKIRK G., Jr., HOWARD R. Solar
Phys., 39, 3, 1974
SCHATTEN K.H. In Solar Wind, ed. C.P. Sonnett et al, NASA SP- 308, '1972,
p. 65.
SVALGAARDL., WILCOX J.M. Solar Phys., 41, 461, 1975.
WILCOX J.M. In Solar Magnetic Fields, Ed. R.Howard, IAU Syrnp., 43, 744,
1971.
WILCOX J.M.,. SVALGAARDL. Solar Phys., 34, 461, 1974.
3.5. Униполярная магнитная область
Униполярная магнитная область — это крупномасштабная фотосфер—
ная область, магнитные элементы которой имеют преимущественно
одну полярность9 Примером являются полярные области в течение
большей части времени их существования и хвостовые части
больших активных областей через несколько месяцев после их распада.
ВАВСОСК H.W., BABCOGK H.D. Astrophys. J., 121, 349, 1955.
BUMBA V., HOWARD R. Astrophys. J., 141, 1502, 1965.
3.6. Магнитная пука
Пука - это гавайское слово, которое означает "дыра'' или
"туннель ". Магнитной пукой называется область, почти полностью
свободная от магнитного поля в течение 4-7 сут, со всех сторон
окруженная потоком магнитного поля. Пука показана на фото 2.
LIVINGSTON W.C., ORRALL F.Q. Solar Phys., 39, 301, '1974
3.7. Поле сетки
В спокойной фотосфере большая часть наблюдаемого магнитного
потока концентрируется в сеточной структуре, которая, как
обычно предполагают, совпадает с границами ячеек супергранул. Такие
магнитные поля были названы полями сетки. Магнитный поток
может наблюдаться также и вне сетки. В этом случае его называют
внутренним полем, сетки вНа фото 3 показаны оба типа полей. Для
внутренних полей сетки характерны смешанная полярность, поток
«Ю-17 Мкс на один элемент и время жизни ^30 мин.
LIVINGSTON W.C., HARVEY J. Bull* Am. Astron. Soc,, 7, 346, 1975.
3J. Магнитные холмы
На контурных картах, построенных по наблюдениям магнитных
полей с умеренным разрешением, области концентрации потока
выглядят так же, как и холмы на географических контурных картах ,
с нанесением рельефа. Таким образом, название магнитный холм
относится к областям концентрации магнитного потока умеренного
размера»

3.10. Магнитный жгут 29
ИЛРРи M.K.V., GRIGORJEV V.M., STEPANOV V.E. Solar Phys., 4, 409, 1968,
3.9. Магнитный элемент (флюксула)
Наблюдения фотосферных магнитных полей с высоким
пространственным разрешением показывают, что вне солнечных пятен все
поля сильно фрагментированы. Эти фрагменты были названы
магнитными элементами , или флюксулами. Последний термин употребляется
в отношении результатов наблюдений с магнитографами, которые
регистрируют скорее магнитный поток, чем напряженность
магнитного поля (фото 3).
Магнитные элементы имеют тенденцию группироваться с
различной степенью компактности, образуя более протяженные
области магнитного потока, которые в свою очередь объединяются в
още более крупномасштабные комплексы - сетку и активные
области. Размеры самых маленьких магнитных элементов явно ниже
пределов разрешения* От этих размеров зависят как полный поток,
так и напряженность среднего магнитного поля элемента. В неко«-
торых работах предполагаются характерные размеры 100—300 км,
поток ^3* 1017 Мкс и напряженность поля около 1-2 кГс. Из
этих предположений следует, что 90% всего потока на поверхности
существуют в форме магнитных элементов. Время жизни
отдельных элементов определено неуверенно, но оно, вероятно, короче вре^»
мени существования более крупных комплексов, таких, как узлые
Предполагается, но еще не доказано, что магнитные элементы
совпадают с факельными точками или элементами филиграни.
HARVEY J. Highlights of.Astronomy, 4, 1977.
STENFLO J.O. SolarPhys., 32, 41, 1973.
VRABEC D, In Chromospheric Fine Structure, ed, R,G, Athay, IAU Symp., 54,
201, 1974.
ЗЛО. Магнитный жгут
Одна из прежних концепций физической структуры магнитных
полей состоит в том, что поле, особенно вблизи фотосферы,
представляет собой иерархию закрученных волокон, начиная от нитей,
объединяющихся в пряди, до крупномасштабных пучков или
магнитных жгутов. Наблюдательные данные в общем согласуются с этой
идеей. Возможно, концепция магнитного жгута не совсем верна,
но процессы, подобные конвекции, действуют таким образом, что
создают картину проявления нитей и жгутов»
ВАВСОСК H.W. Astrophys. J.,. 133, 572, 1961.
JENSEN E. Ann. Astrophys.,. 18, 127, 1955,
PARKER E.N. Astrophys. J., 121, 491, 1955.
PARKER E.N. Astrophys. J., 191, 245, 1974.

30 3.11. Магнитное волокно
PIDDINGTON J.H. Astrophys. Space Sci., 40, 73, 1976.
3.11. Магнитное волокно
Это название выражает идею о том, что солнечные магнитные
поля при наблюдении их в трех измерениях имели бы нитеподобную
структуру. На практике реально наблюдение лишь двумерной
картины, так что термин магнитное волокно используется почти в
качестве синонима наряду с терминами магнитный элемент, узел и
флюксула. См« магнитный жгут.
STENFLO J.O. In Solar Magnetic Fields, ed. R.Howard, IAU Symp., 43, 101,
1971.
3* 12. Магнитная микротурбулентность
Если пространственный масштаб флуктуации магнитного поля
меньше пространственного масштаба образования линий, это может
проявиться в значительном изменении возникающей поляризации.,
аналогичном влиянию макро- и микротурбулентности на
образование линий. До сих пор не существует твердых доказательств
существования флуктуации магнитного поля очень мелкого масштаба
(магнитной микротурбулентности)*
HOWARD R., BHATNAGAR A. Solar Phys., 10, 245, 1969.
STAUDE J. Solar Phys., 12, 84, 1970,
STENFLO J.O. In The Energy Balance and Hydrodynamics of the Solar
Chromosphere and Corona, eds. R.-.M. Bonnet, P. Delache, IAU Colloquium,
36, 143, 1977.
UNNO W. Astrophys. j,, 129, 375, 1959.
3.13. Кроссовер-эффект
Кроссовер-эффект впервые наблюдался Бэбкоком в магнитных
звездах и относится к специфической картине зеемановского
расщепления, наблюдающейся, когда суммарная полярность магнитного поля
переменной звезды меняет знак на противоположный. Объяснение
состоит в том, что два противоположно направленных соседних
магнитных поля наблюдаются без достаточного пространственного
разрешения, так что относительное доплеровское смещение в этих
областях, близкое по величине к зеемановскому расщеплению,
создает зеемановскую картину с наблюдаемыми аномальными
поляризациями. На Солнце этот эффект чрезвычайно редок и до недавних
пор ускользал от наблюдений. То, что наблюдается, внешне
представляет собой нормальный зеемановский триплет, за исключением
того, что а-компоненты имеют один и тот же знак круговой
поляризации, а тт-компонента имеет противоположную круговую
поляризацию.

3.14. Магнитограф 31
HABCOCKH.W. Astrophys. J., 114, 1, 1951.
HABCOCKH.W. Astrophys. J., 124, 489, 1956.
(iOLOVKO A.A. Solar Phys., 37, 113, 1974.
(iRIGORJEV V.M., KATZ J.M. Solar Phys., 22, 119, 197 2.
МОЕ O.K. In Structure and Development of Solar Active Regions, ed. K.O. Kiepen-
heuer, IAU Symp., 35, 202, '1968.
11.14. Магнитограф
Вообще говоря, магнитограф - это любой инструмент или
аппаратура для построения карт солнечных магнитных полей; на
практике обычно измеряется поляризация, возникающая в спектральных
линиях за счет эффекта Зеемана. Таким образом, магнитографы
представляют собой поляриметры, хотя при этом измерение
полного вектора Стокса осуществляется не всегда.
Выделение нужного участка спектра обеспечивается
спектрографами, спектрогелиографами, узкополосными, а в некоторых случаях
и широкополосными фильтрами. В детекторах используются
фотоумножители, дискретные и интегральные диодные схемы,
фотографические пластинки и пленки, телевизионные трубки.
Почти любая аппаратура, которая может служить для
измерения поляризации, предлагалась или использовалась в качестве
магнитографа. Чаще всего сигнал поляризации детектируется после
модуляции светового луча фазосдвигающими оптическими устройст-
ппми, такими, например, как вращающиеся четвертьволновые или
полуволновые пластинки или электрооптические модуляторы
(кристаллы KDP или ячейки Керра). Инструментальная поляризация
может быть почти полностью исключена соответствующими
разностными измерениями.
Для автоматического центрирования контура линии часто
используется стеклянная пластинка, поворачиваемая специальным
моторчиком ( доплеровский компенсатор) , Такое устройство также
применяется и для точных измерений смещения линий.
В настоящее время наиболее регулярно используются приборы
типа магнитографа Бэбкока, видеомагнитографа и
фотографического спектрографа с анализатором поляризации, измеряющие только
iij)одольное магнитное поле, а также векторный магнитограф для
измерения полного вектора поля. По-видимому, с помощью
магнитографов не удается разрешить самые маленькие элементы полей
пне пятен. Приводимые величины характеризуют напряженность
поля, усредненную по площади в несколько секунд дуги, и могут
сильно недооценивать действительные значения напряженности поля.
UKCKERS J.M. In Solar Magnetic Fields, ed. R.Howard, IAU Symp., 43, 3, 1971.
SCHROTER E.H. Mitt. Astron. Ges., 32, 55, 1973.
VRABEC D. In Chromospheric Fine Structure, ed. R.G. Athay, IAU Symp., 56,
224, 1974.

32 3.15. С топе метр
3.15. Стоксметр
Стоке метр - это тип поляриметра, или векторного магнитографа,
который измеряет полную поляризацию в одной или нескольких
спектральных линиях» Свет разлагается на четыре компоненты,
дающие четыре фотографических спектра или модулированных
фотоэлектрических сигнала для определения четырех параметров Сток-
са (вектора Стокса),
В идеальном случае желательно находить вектор Стокса как
функцию длины волны, чтобы обеспечить возможность анализа
наблюдений на основе решений полного уравнения переноса в линии
для однородной и неоднородной моделей атмосферы.
BAUR T.G., CURTIS G.W., HULL Н.у RUSH J. In Planets, Stars and Nebulae
Studied with Photopolarimetry, ed. T.-Gehrels, IAU Colloquium, 23, 246,
1974
CACCIANI А.,. ГОИМо Solar Physe, 19, 270, 1971.
HARVEY J., LIVINGSTON W., SLAUGHTER C. In Proc. Conf. on Line
Formation in the Presence of Magnetic Fields, Boulder, HAO-NCAR, 1972,
p. 227.
HOUSE L.L., BAUR T.G., HULL H.K. 'Solar Phys., 45, 495, 1975.
NISHI K./.MAKITAM. Publ. Astron. Soc. Japan, 25, 51, 1973.
ORRALL F.Q. In Solar Magnetic Fields, ed. R.Howard, IAU Symp., 435 30, 1971.
WIEHR E. Solar Phys., 35, 351, 1974
WITTMANN A, Solar Phys., 33, 107, 1973.
3.16* Лямбдаметр (регистрирующий
доплеровский компаратор)
Ллмбдаметром называют устройство для регистрации изменений
длины волны спектральной линии (или многих линий) в направлении,
перпендикулярном дисперсии. Используется исключительно для
обработки фотографий спектров. Принцип его действия заключается
в определении смещения длины волны, необходимого для
уравновешивания измеряемого светового потока в двух крыльях
спектральной линии, вырезаемых двумя щелевыми апертурами. Он действует
таким же образом, как и доплеровский компенсатор магнитографа
Бэбкока,
CHARVIN Р, RAY ROLE J., SEMEL M. Compt. Rend. Acad Sci. Paris, 254,
2289, 1962.
EWANS J.W. Solar Phys., 1, 157, 1967.
RAYROLE J., Ann. Astrophys., 30, 257, 1967.

4
СПОКОЙНАЯ ФОТОСФЕРА
И ХРОМОСФЕРА
ДЖ. М. БЕКЕРС
4.1. Спокойное Солнце
Термин спокойное Солнце не означает, что возмущения на Солнце
полностью отсутствуют; на всей поверхности спокойного Солнца
происходит непрерывное изменение элементов тонкой структуры
(грануляции, спикул), образование волн и колебаний и развитие
крупномасштабной структуры (супергрануляции, хромосферной
сетки). Для спокойного Солнца характерна статическая
однородность и устойчивость общей картины тонкоструктурных образований,
отсутствие (явного) усиления или ослабления излучения, а также
протяженных областей концентрации магнитного потока (см. фото
3). Лишь при наблюдениях с очень низким разрешением ( >10" )
спокойное Солнце выглядит действительно спокойным.
GIBSON E.Ge The Quiet Sun, NASA SP-3O3, Washington, D.C., 1973.
[Имеется перевод: Э.Гибсон. Спокойное Солнце. —М.: Мир, 1977.]
4о2о Модели атмосферы
Первоочередной задачей солнечной физики является создание
описания (модели) атмосферы Солнца на основе пространственных
и временных вариаций таких ее физических параметров, как
электронная температура и плотность. Эта задача полностью пока не
решена.
Обычно принято считать, что, несмотря на наличие тонкой
структуры (гранул, сетки и т.д.), однородная (средняя) модель
фотосферы и нижней хромосферы адекватно воспроизводит
результаты наблюдений с низким пространственным и временным
разрешением. На рис. 4.1 приведены построенные на основе нескольних
современных моделей кривые изменения электронной температуры
и концентрации до высоты 1ООО км. Эти модели рассчитаны по
данным наблюдений для целого ряда линий и в континууме и
экстраполированы на большие глубины с помощью конвективной теории
длины перемешивания.
Слои, в которых температура понижается по мере продвижения
3-353

to5
Фотосфера ^Хромосфера
ч
\АШежспикульная область) & ?
А(Спикула)
Чежспикул
область)
I i
I
i I
JL
О 100 500 /000
2000 3000 5000
Высота, к/и
10000
Р ис. 4.1а. Зависимость электронной температуры от высоты над основанием
фотосферы в различных моделях солнечной атмосферы. Штриховкой показана
область значений, соответствующих современным средним фотосферно-хро-
мосферным моделям. Кривыми А и В показаны две многокомпонентные модели.
IU
15
14
13
12
Ю
9
\
\
Л
обласг
-
1 i ... I .... 1 ..
тттштття^А(Сгшкула)
■ "^^^I> ^
1К льная^^ ^^
"Г1 ■—__^
. . 1 1 . i . 1
О ЮО 500 WOO 2POO 5000
Высота, км
5000
10000
Рис. 4.16. Зависимость электронной концентрации от высоты в различных
солнечных моделях. Обозначения те же, :что и на рис. 4.1а.

4.3. Колебания 35
наружу, получили название фотосферы, а слои, в которых
происходит повышение температуры до ~104 К,, названы хромосферой.
Промежуточная область известна под названием области темпе—
ращрпого минимума. На высоте более 1ООО км атмосфера настолько
неоднородна, что никакая однокомпонентная модель уже не способ-
па объяснить наблюдения с низким разрешением. На рис. 4.1
показаны двухкомпонентные модели, учитывающие спикульные и
межспикульные области. В модели А предполагается, что более
холодная составляющая соответствует спикулам, а в модели В -
межспикульным областям.
Есть указания на то, что для объяснения результатов
наблюдений на высотах более 2 000 км необходима трехкомпонентная
модель, включающая в себя спикульные и межспикульные области
d сетке и области вне сетки.
BECKERS J..M. Solar Phys., 3, 367, 1968.
I,ANTOS P., KUNDU M.R. Astron. Astrophys., 21, 119, 1972.
VERNAZZA E., AVRETT E.H., LOESER R. Astrophys. J. Suppl., 30, 1, 1976.
4,3. Колебания
Колебания солнечной поверхности лучше всего видны при
наблюдении доплеровского смещения в центре диска, однако их можно
также обнаружить и при измерениях интенсивности излучения. В
среднем период колебаний; в фотосфере составляет 300 с, несколько
уменьшаясь с высотой. Горизонтальный масштаб колебаний
установлен недостаточно точно, но, по-видимому, составляет «10 000 км.
Амплитуда скорости возрастает от ^0,15 км/с в нижней фотосфере
до ^0,5 км/с в нижней хромосфере. Вертикальная фазовая скорость
составляет ^100 км/с, а колебания интенсивности излучения
опережают колебания скорости на четверть периода.
Предполагается, что эти колебания представляют собой
исчезающие волны, возбуждаемые в низкотемпературных пограничных
областях Солнца стоячими акустическими колебаниями, которые
можно интерпретировать либо как нерадиальные пульсации высшего
порядка всего Солнца как целого, либо как волны, захваченные в
иодородной конвективной зоне. Происхождение колебаний, вероятно,
связано с колебательной неустойчивостью. В пользу такого
объяснения свидетельствует недавно полученное разрешение фотосферных
колебаний в виде дискретных мод (рис. 12.2).
В хромосфере колебания могут вновь преобразовываться в
бегущие волны в результате туннельного проникновения энергии через
область температурного минимума.
Недавно были обнаружены пульсации Солнца с большим пери—

36 4.4. Короткопериодные колебания
одом (до 2 ч 40 мин) и средней амплитудой скорости 2 м/с,
которые предварительно отождествляются с акустическими и
гравитационными модами пульсаций низшего порядка.
BECKERS J.M., CANFIELD R.C. In Physique des Mouvements dans lets
Atmospheres Stellaires, R.Cayrel and M.Steinberg (eds.), CNRS, Paris
1976, p. 207.
CHRISTENSEN-DALSGAARD J., GOUGH D,0. Nature, 259, 89, 1976.
HILL H.A., STEBBINS R.T., BROWN T.M. Proc. 5th Int. Con. Atomic Masses
and Fundamental Constants, Paris, 1975.
MICHALITSANOS A.G. Earth Extraterrest. Sci., 2, 125, 1973.
STEIN R.F., LEIBACHER J. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 12, 407, 1974.
4A Короткопериодные колебания
Идея о существовании в солнечной атмосфере звуковых или маг-
нитозвуковых волн (короткойвриодных колебаний) с периодом
меньше 100 с часто привлекается для объяснения выноса
механической нетепловой энергии из конвективной зоны. Такие волны
необходимы для последовательного выделения энергии в фотосфере
(за счет лучистого затухания), в хромосфере (за счет слабых
ударных волн) и в короне (за счет вязкостных и джоулевых потерь).
Чем короче период волны, тем ниже уровень, на котором
происходит диссипация энергии. Как следует из модели Ульмшнайдера,
волны с периодом 30 с должны определять структуру области
температурного минимума.
Результатов прямых наблюдений, которые свидетельствовали
бы о существовании таких волн, пока мало, поскольку их трудно
отделить от эффектов движения изображения с характерным
временем порядка нескольких секунд. При одной из интерпретаций
результатов последних наблюдений спектров мощности
распределения скоростей предполагается, что волны существуют во всем
диапазоне частот с полной амплитудой около 1-2 км/с ,
возрастающей с высотой. Это согласуется с оценками микр о
турбулентных скоростей, полученными посредством тщательного сравнения
расчетных контуров линий с наблюдаемыми.
DEUBNER F.L. Astron. Astrophys., 51, 189, 1976.
HOWARD R., LIVINGSTON W.G. Solar Phys., 3, 434, 1968.
ULMSCHEIDER P. Solar Phys., 39, 327, 1974.
4,5, Лимбовое красное смещение
Сопоставление наблюдений в центре и на краю солнечного диска
показывает, что большинство слабых спектральных линий вблизи
солнечного лимба обнаруживает смещение в сторону красной

4.6. Грануляция 37
области спектра. Величина лимбов ого красного смещения для
разных линий различна и в среднем составляет несколько десятых
км/с. Абсолютные измерения длин волн показывают, что в
действительности этот эффект обусловлен скорее синим смещением в
центре диска, чем красным смещением на лимбе, Для сильных
линий смещение на лимбе отсутствует.
Для объяснения этого явления предложен целый ряд моделей.
Одно из предположений состоит в том, что в центре более яркие
поднимающиеся элементы фотосферы вносят больший вклад в
интегральный профиль линии по сравнению с более темными
опускающимися элементами. Вблизи лимба их роль снижается за счет
эффектов проекции. Другая модель основана на предположении о
том, что смещение спектральных линий в синюю область спектра
за счет давления в центре диска больше, чем у лимба, где линии
образуются на большей высоте и при меньшем давлении. Вполне
вероятно, что действуют оба эффекта. В тени солнечных пятен
красное смешение на лимбе отсутствует.
ADAM M.G, Monthly Notices Roy, Astron..Soc, 177, 687, 1976.
BECKERS J.M. Astrophys. J., 213, 900, 1977.
HART M.H. Astrophys. J., 187, 393, 1974.
4,6. Грануляция
Фотосферная грануляция представляет собой ячеистую структуру,
состоящую из ярких гранул на фоне темного межграну ля ционн ого
пространства , Большинство гранул имеет диаметр 1 - 2" и
неправильную форму, часто в виде многоугольника. Гранулы
разделены узкими темными межгрануляционными полосами шириной
0,4", однако местами можно наблюдать сравнительно большие
темные участки, что, по-видимому, свидетельствует о временном
отсутствии одной или нескольких гранул. Эти области не следует
путать с порами (более темными и дольше существующими
образованиями) (фото 4). Спектры грануляции состоят из покачивав
ющихся линий (фото 5), образующихся в результате местных доп-
леровских сдвигов отдельных гранул. Они свидетельствуют о
существовании вертикального восходящего потока в центре каждой
гранулы со скоростью 0,4 км/с и горизонтального потока
истечения вещества со скоростью 0,25 км/с. Флуктуации скорости
уменьшаются с возрастанием высоты в фотосфере.
Среднеквадратичная флуктуация скорости, экстраполированная вниз к высоте
образования континуума, составляет 0,8 ± 0,2 км/с. Грануляцию
можно рассматривать как совокупность конвективных элементов,
проникших за пределы субфотосферной конвективной зоны (овер-
шут, проникающая конвекция).
Продолжительность жизни гранул, найденная статистическими

38 4.7. Фотосферная сетка
методами, составляет « 8 мин, хотя в отдельных случах можно
наблюдать гранулы, сохраняющиеся в течение 15 мин. Яркость
гранул сильно меняется в процессе их эволюции в зависимости
от высоты в атмосфере, а также от одной гранулы к другой;
среднеквадратичные значения флуктуации яркости, отнесенные к
средней яркости континуума, составляют 0,09-0,1 3,
Взрывающиеся гранулы отличаются повышенной яркостью и
расширяются со скоростью 1,5-2,0 км/с, образуя кольцо,
которое в конечном счете разрывается на части. Весь этот процесс
занимает около 10 мин и наблюдается довольно часто.
Аномальная грануляция связана с филигранью. Существуют
данные, свидетельствующие о том, что филигрань, частично накла-
дываясь на межгрануляционные полоски, снижает контраст
грануляции и таким образом создает впечатление аномальной грану-
лиции.
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. Granulation, London, Chapman and Hall, 1967.
DEUBNER F.L., MATTIG W. Astron. Astrophys.., 45, 167, 1975.
DUNN R.B., ZIRKER J.B. Solar Phys., 33, 281, 1973.
MUSMAN S. Solar Phys., 26, 290, 1972.
4,7. Фотосферная сетка
Яркая фотосферная сетка видна на спек троге ли ограммах,
полученных в некоторых фраунгоферовых линиях. Она в точности совпадает
по своему положению с сеткой фотосферных магнитных полей вне
пятен и совпадает в общих чертах с хромосферной (Call) сети.
кой, хотя состоят из значительно более мелких элементов, которые
на спектр ore ли ограммах видны как пробелы в линиях поглощения.
Это ослабление линий поглощения частично обусловлено
возрастанием температуры, а частично - эффектом зеемановского
расщепления. Имеются данные, свидетельствующие о существовании
в фотосферной сетке в спокойных областях полей с напряженностью
^2000 Гс при характерных размерах магнитных элементов от
100 до 300 км.
Вблизи солнечного лимба сетка становится видна и в
непрерывном излучении в виде фотосферных факелов. Недавно благодаря
применению метода усреднения по времени, позволяющего исключить
"шум", создаваемый короткоживущей грануляцией, стало возможно
наблюдать сетку в белом свете в центре солнечного диска.
CHAPMAN G.A., SHEELEY N.R. Solar Phys., 5, 442, 1968.
LIU S.-Y. Solar Phys., 39, 297, 1973.
STENFLO J.O. Solar Phys., 32, 41, 1973.

4.9. Суперграну ля цил 39
4.8, Хромосферная сетка
Хромосферная сетка представляет собой крупномасштабную картину,
которая видна на спектрогелиограммах, полученных в хромосферных
спектральных линиях и линиях переходной области. Она имеет вид
яркой структуры при наблюдении в линиях Н и К С а II), в линиях
инфракрасной области спектра, в ядре линии На , а также во всех линиях
вакуумной ультрафиолетовой области (фото 7 и 20). В бальмеров-
ских линиях водорода (за исключением ядра линии Нос ) и в линии
гелия А 10 830 А хромосферная сетка видна как темная структура,
'^та сетка расположена по краям фотосферной супергрануляции и
совпадает с областями локального усиления магнитных полей (фото 1
и 3). Общая картина сетки довольно беспорядочна, но при
пространственном автокорреляционном анализе обнаруживается отчетливый
максимум на длине волны 33 000 км. Время жизни, полученное
автокорреляционными методами, составляет 17 ч.
Ячейки сетки в линии Нос очерчиваются цепочками и розетками
в вершинах нескольких соседних ячеек. По своему положению они
совпадают с крупными яркими структурами (^ 5000 км),
наблюдаемыми в линияхН и К Call, флоккулами, а также районами
усиленного фотосферного магнитного поля. В наиболее спокойных
областях солнечной поверхности сетка едва различима, а структуры
розеток либо отсутствуют, либо неполны. Существует плавный переход
от отчетливо выраженной сетки, очерченной розетками, к усиленной
сетке, в которой розетки более тесно сгруппированы и содержат
более яркие узелки, микрофлоккулы , а от них - к флоккулам
активной области (фото 7). Рост активности в линии Нос сопровождается
возрастанием длины темных узелков, которые сливаются с
волоконцами и все в большей степени заполняют ячейки сетки.
BRAY R.J,, LOUGHEAD R.E. The Solar Chromosphere, London, Chapman and
Hall, 1974.
SIMON G.W., LEIGHTON R.B. Astrophys. J., 140, 1120, 1964.
4„9о Супергрануляция
Супергрануляцией называют систему крупномасштабных (32 000 км)
ячеек скорости, которые лучше всего видны в фотосфере в удалении
от центра солнечного диска в виде специфической картины
горизонтальных движений. Эта картина существенно не меняется в
спокойных областях солнечной поверхности даже со сменой фазы
солнечного цикла. Вблизи активных областей размеры ячеек, по-видимому,
возрастают примерно на 10%.
Характерная скорость горизонтальных движений составляет
0,3 - 0,4 км/с. Вертикальные движения вниз со скоростью
примерно 0,1 - 0,2 км/с наблюдаются главным образом в областях
магнитного поля по границам супергрануляционных ячеек. Направленные

40 4.10. Узелок
вверх движения в центре диска, по-видимому, еще слабее. Скорости
этих движений уменьшаются с высотой. Точное время жизни ячеек
скорости неизвестно; возможно, оно составляет 1-2 сут.
Предполагают, что по своему происхождению эти ячейки являются
конвективными и соответствуют ячейкам конвективной зоны крупных
характерных размеров. Так как ячейки супергрануляции практически
не видны в белом свете, разница температуры элементов их
структуры мала или совсем отсутствует.
Существует тесная связь между хромосферной сеткой и
супергрануляцией в том смысле, что хромосферная сетка расположена на
границах супергрануляционных ячеек и, возможно, является результатом
накопления магнитного потока на границах вследствие
горизонтального движения вещества.
SIMON G.W., LEIGHTON R.B. As trophy s. J., 140, 1120, 1964.
BECKERS J.W., CANFIELD R.C. In Physique des Mouvements dans les
Atmospheres Stellaires, R.Cayreland M. Steinberg (eds,), CNRS, Paris,
1976, p. 207.
4о10. Узелок
Термин узелок употребляется для обозначения деталей
монохроматического изображения хромосферной сетки. При высоком
пространственном разрешении элементы сетки обычно наблюдаются в виде
несколько удлиненных образований, мелких узелков, с размерами около
1 X 10" и временем жизни <: 10 мин. Число мелких узелков с
восходящими и нисходящими движениями вещества почти одинаково.
Мелкие узелки лучше всего видны в крыльях линии На. В центре линии На
они выглядят яркими (яркие узелки), если расположены достаточно
низко в атмосфере (700 - 3000 км выше основания фотосферы), и
темными (темные узелки), если расположены выше (3000 - 10 000 км).
В линиях Н и К Call обычно видны только низколежащие узелки,
которые всегда выглядят яркими. Узелки в .линии На показаны на
фото 25 и 26.
Узелки, достигающие больших высот, видны за лимбом как спику—
лы. Физические условия в узелках трудно определить с помощью
прямых методов, но скорее всего они сходны с условиями в спику-
лах. Различие в значениях скоростей, полученных по косвенным
данным, объясняют как следствие эффектов качества изображения.
Мелкие узелки обычно группируются в скопления (розетки или
флоккулъ*)* которые при наблюдениях с низким разрешением видны
как единое целое - крупные узелки (°м- фото 8).
*Этот термин (floeculi) не следует смешивать с термином plage,
который в русской литературе также переводится как флоккул. См. разд. 7.12.
и примечание редактора на стр. 68. - Прим.ред.

4.12..Хромосферное зерно 41
BRAY R.J., L0T1GHEAD R.E. The Solar Chromosphere, London, Chapman
and Hall, 1974.
4ollo Розетка и цепочка
Розетка и цепочка - это обычные системы расположения мелких
узелков или спикул. Лучше всего они видны на фильтрограммах в крыльях
линии На , полученных в центре солнечного диска, на которых
несколько темных удлиненных элементов расходятся в радиальных
направлениях из общего центра или выстраиваются в двойной ряд
(цепочку). При наблюдении в центре линии На в середине розетки
и между темными узелками видны яркие узелки. Характерные общие
размеры розетки составляют ~10 000 км; в нее может входить
около 40 узелков. Однако многие розетки выглядят разрушенными
или неполными (фото 26).
При наблюдениях вблизи солнечного лимба все узелки в розетке
направлены наружу в сторону лимба, образуя куст .Соответствующая
конфигурация спикул непосредственно на лимбе получила название
типа дикобраза (см. фото 9 и 26).
BECKERS J.M. Ann. Rev. Astron. Astrophys., Ю, 73, 1972.
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. The Solar Chromosphere, London, Chapman
and Hall, 1974.
4ol2o Хромосферное зерно
Поскольку систематическое описание хромосферы внутри
супергрануляционных ячеек отсутствует, то возможно, что образования,
объединенные названием хромосферное зерно, могут быть связаны
с различными явлениями. Наблюдения в линиях Н и К Call
показывают, что ячейка заполнена колеблющимися элементами с разме—
рами <1000 км и квазипериодом ^200 с. Особенно сильное уяр~
чение заметно при наблюдениях в фиолетовом крыле линий (E2v
К2и), при этом на спектрогелиограммах видны яркие точки в
ячейке, зерна или точки внутри ячейки (время жизни 30 - 100 с).
Они сопровождаются бегущими волнами интенсивности излучения в
верхней фотосфере (по наблюдениям в'крыльях линии К Call),
которые приводят к образованию темных и ярких бакенбард в
спектре.
В линии Н ос внутри супергрануляционных ячеек можно наблюдать
(если не мешают фибриллы) картину распределения яркости и
скорости с масштабом ^1000 км. Эта картина получила название
хромосферной грануляции. Доплеровские сдвиги, определяемые
направленными вверх скоростями элементов грануляции, отчетливо
видны в линии На-0,5 А, причем смещенные элементы также
известны под названием зерен.
Механизм этого явления неизвестен. Возможно, что это просто

42 4.13. Спикула
Результат проникновения фотосферного поля скоростей сквозь
•область температурного минимума в виде ударных волн.
BECKERS J.M., ARTZNER G. Solar Phys., 37, 309, 1974.
GIOVANELLI R.G. Solar Phys., 37, 301, 1974.
LIU S.-Y. Astrophys. J., 189, 359, 1974.
4ol3o Спикула
Спикулами называются быстро изменяющиеся, преимущественно
вертикальные вые туп о образные структуры в солнечной хромосфере,
наблюдаемые над лимбом. Лучше всего они видны в бальмеровских
линиях водорода, но наблюдаются также в других хромосферных
линиях, а возможно, и в континууме. Диаметр спикул составляет
*& 1000 км, длина ^6000-10 000 км, температура ^(1-2)х
х 104 К, электронная концентрация ^3 • Ю10 - 3 • 10й см-3.
Одновременно на Солнце можно видеть около 1О6 спикул. Похоже,
что они "выбрасываются" из нижней хромосферы со скоростью до
& 2 0-3 О км/с и поднимаются на высоту я^ЭООО км, а затем
падают обратно и затухают на протяжении всей их длины. Обычно
полное время жизни спикул составляет 5-10 мин. По-видимому, для
них характерны значительные скорости вращения (см. фото 6).
Распределение спикул на солнечном диске неравномерно.
Большинство из них, если не все, расположены на границах
супергранул. Спикулы отождествляют с достигающими больших высот
узелками, наблюдающимися на фоне солнечного диска (см. фото 9).
Картина, образуемая группами спикул вне солнечного лимба,
при которой все спикулы, расположенные вдоль дуги длиной
^ 140 000 км, ориентированы в одном и том же направлении,
получила название структуры пшеничного поля.
Источник происхождения спикул, по всей вероятности, следует
искать во взаимодействии фотосферных гранул с магнитным полем
на границах супергранул. Возможно также влияние в этих местах
сильного потока энергии из короны за счет теплопроводности.
BECKERS J.M. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 10, 73, 1972.
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. The Solar Chromosphere, London, Chapman and
Hall, 1974.
4el40 Межспикульная область
Свойства области, лежащей между солнечными спикулами, изучены
плохо; вполне вероятно, что какой-либо особой области такого
типа вообще не существует. Можно, например, ожидать, что меж-
спикульная область на границе сетки отличается от области внутри
ячеек сетки. Обычно предполагается, что температура в межепи-
кульных областях на некоторой определенной высоте значительно
i

4Л7. Эмиссионная оболочка 43
иыше, чем температура в спикулах на той же самой высоте,
достигая корональных значений (106К).
HKCKERS J.M. Ann. Rev. Astro*. Astrophys., 10, 73, 1972.
4„ 15o Макроспикула
Макроспикулами называют струи вещества хромосферы,
напоминающие небольшие выбросы (серджи) или гигантские спикулы.
Их появление ограничено областью (полярных) корональных дыр;
они видны в линиях La водорода, НеП(А 304А), а также в линиях
переходной области (СИ, C1II ,OIV ) до Т *2-105'К.
Как показывают наблюдения, макроспикулы поднимаются вверх,
вытягиваясь в длину на 5 - 5О'7, а затем либо падают обратно
идо ль собственной оси, либо просто затухают и исчезают из виду.
Как скорость подъема, так и скорость падения составляют 10 -
150 км/с; наблюдаемое время жизни от 8 до 45 мин; диаметр
5 - 15". Электронная концентрация в макроспикулах «1010 см~8 (по
сравнению с величиной 1,3-Ю11 см-3 для нормальной спикулы в
Нос ), а оптическая толщина в На составляет всего 1/20
оптической толщины нормальной спикулы. Энергия, необходимая для
образования макроспикулы, составляет « 3-1026 эрг, т.е. примерно
\\ 100 раз больше той, которая требуется для образования спикулы
В Нос
С ростом позиционного угла, измеряемого от полюса,
увеличивается наклон макроспикул в сторону от полюса (подобно полярным
спикулам в На и полярным щеткам), указывая тем самым на то, что
их траектории определяются (предположительно униполярным)
магнитным полем- в полярной шапке.
BOHLIN J.D. et al. Astrophys. J., 197, L133, 1975.
WITHBROE GJL. et al. Astrophys. J., 203, 528, 1976.
4.16. Хромосферные пузыри
Хромосферные пузыри - это образования округлой формы,
наблюдаемые в линии И ос . Они движутся вверх от хромосферного лимба со
скоростями, достигающими >1ОО км/с. Средняя продолжительность
их жизни составляет 1,8 мин. За это время они поднимаются на
высоту от 5300 до 14 000 км, а затем затухают. Их средний
диаметр составляет 1800 км. Согласно оценкам, на высотах от
5000 до 10 000 км одновременно может существовать ^430
пузырей. Мурадян высказал предположение о том, что хромосферные
пузыри связаны либо со спикулами, либо с хромосферными зернами.
MOURADIAN Z., SIMON G. Solar Phys., 42, 311, 1975.
4Л7„ Эмиссионная оболочка
Эмиссионная оболочка представляет собой излучающую область,
наблюдаемую на высоте около 1500 км над солнечным лимбом

44 4.18. Спектр вспышки
и четко отделенную от него. Она видна в линии -гелия D3 (Уайт)
и в крыльях линии На (Брей и Лоухед), Более темная область
между этой эмиссионной оболочкой и солнечным лимбом носит
название темной полосы,
BRAYR.J., LOUGHEAD R9E. The Solar Chromosphere, London, Chapman
and Hall, 1974,
WHITE O.R. Astrophys, J,, 138, 1316, 1963,
4ol8o Спектр вспышки
Спектром вспышки называют спектр излучения солнечной
хромосферы, наблюдаемый во время полного солнечного затмения, часто
с помощью бесщелевого спектрографа. В этом спектре можно
наблюдать большое количество хромосферных эмиссионных линий.
Движение края Луны, закрывающего хромосферу, позволяет определить
изменение с высотой хромосферной эмиссии с лучшим
пространственным разрешением, чем это возможно с помощью самых
совершенных изображений.
VAN DEHULST Н.С, In The Sun, G.P.Kuiper (ed.), Chicago, University of
Chicago Press, 1953, p. 216. [Имеется перевод: Солнце, под ред.
Дж.Койпера.-М..: ИЛ, 1957»]
4о19о Спектрогелиограф
Обычно спектрогелиограф - это инструмент, ^способный давать
изображение Солнца в полосе длин волн <1 А. В частности,
спектрогелиографом называют спектрограф, имеющий кроме
входной, еще и выходную щель. Выходная щель устанавливается на длину
волны, на которой требуется получить изображение. Снимок
получают, перемещая спектрограф, а вместе с ним и обе щели
относительно изображения Солнца и фотопластинки. Полученное таким
образом монохроматическое изображение называется спектрогелио-
граммой.
Прежде спектрогелиографы широко использовались для
наблюдений в центре или крыльях сильных хромосферных линий
(например, бальмеровских линий, линий Н и К Са II ) с целью
получения фотоснимков хромосферы на различных высотах и таких
хромосферных явлений, как волокна и вспышки. В настоящее время
для этой цели вместо спектрогелиографов используются
интерференционно-поляризационные фильтры. Спектрогелиографы с двумя
выходными щелями продолжают использовать для получения лей—
тоновских магнитограмм и доплерограмм. Фотопленку можно
заменить фотоэлектрическим устройством, например, на основе
диодной схемы. Особые типы спектрогелиографов используются также

430 Интерференционно-поляризационный фильтр 45
иа спутниках для получения фотоснимков Солнца в линиях крайней
ультрафиолетовой области спектра,
TITLE A, Selected Spectroheliograms, Pasadena, California Inst, Technology,
1966.
4o20 Интерференционно-поляризационный фильтр
В интерференционно-поляризационном фильтре используется быстрое
изменение с длиной волны фазового замедления в одноосных
кристаллах (таких, как кварц и кальцит) для получения очень
узкой спектральной полосы пропускания. Используются два типа
фильтров: фильтр Лио (называемый также фильтром Лио - Эмана)
и фильтр Ш о льда. Изображения, получаемые с помощью узкополоо-
ных фильтров, называются фильтр о граммами.
Фильтр Лио состоит из серии элементов, каждый из которых
(в простейшем случае) представляет собой двояк опре лом ляющий
кристалл, помещенный между двумя поляризаторами. Такой
элемент дает синусоидальную зависимость профиля пропускания от
длины волны (канализированный спектр). Несколько таких
элементов, отличающихся друг от друга по толщине в два раза, с
соответствующей фазировкой их канализированных спектров и
образуют фильтр Лио. В настоящее время имеются фильтры с
щириной полосы 5^0,1 А. Модификации фильтра, основанного на
таком принципе устройства, включают в себя фильтры для работы
в сильно сходящихся пучках и фильтры со смещаемой полосой.
Так называемые универсальные интерференционно-поляризационные
фильтры могут настраиваться в широком диапазоне длин волн
(например, 4000 - 7000 А).
Фильтр Шольца состоит из стопки двояк опре лом ляющих пластин
одинаковой толщины, помещенной между двумя поляризаторами.
Эти фильтры имеют меньшее угловое поле зрения, чем современ-*
ные фильтры Лио, и более сложную систему настройки. Их
основным преимуществом является более высокое пропускание
благодаря использованию только двух поляризаторов,
EVANS J.W. J. Opt. Soc, Am,, 39, 229, 1949.
EVANS J.W. J. Opt. Soc. Am., 48, 142, 1958.
LYOT B. Ann. Astrophys,, 7, 31, 1944.
S I J. Opt. Soc. Am., 55, 621, 1965.

ПЕРЕХОДНАЯ ОБЛАСТЬ
К. ДЖОРДАН
5.1. Переходная область
Термин переходная область используется обычно для
обозначений области, где температура растет от хромосферных значений
jg 10* К до значений, близких температуре внутренней короны; Эта
облаешь наблюдается главным образом в эмиссионных линиях
далекого ультрафиолета.
Поскольку теплопроводность играет преобладающую роль в
установлении градиента температуры выше уровня с fe« 105 К (по крайней
мере в областях спокойного Солнца), этот термин часто
используется в качестве синонима области, в который поток переносится
теплопроводностью* и не изменяется с высотой. Однако, с другой
стороны, этот термин используется для обозначения области
большого градиента температуры, и, таким образом, относится к области
с температурой от ТО4 К до Ю5 К. Так, например, в типичных
моделях, выводимых из наблюдений интенсивностей линий с невысоким
пространственным разрешением, толщина области перехода от
f »* 3 • 104 К к T7 » 3 • ТО5 К составляет только 30 км, а для
температур от 2 • ТО5 К до ТО6 К-2500 км.
Из наблюдений следует, что переходная область представляет со-:
бой оболочку вокруг неоднородностей, таких, как спикулы, а не
является горизонтальным слоем. Измерения приводят к средней высоте
слоя с Те«105 К в спокойных областях на Солнце, равной 1700 +
± 300 км.
Наблюдения на орбитальной солнечной обсерватории 0СО-6
показывают, что градиент температуры в слоях плазмы с Т> 105Кв
корональных дырах на порядок меньше, чем над участками
спокойного Солнца. Непосредственные измерения разности высот между
уровнями образования линии NeVII (Те** 5,5 • 105 К) и лаймановско—
го континуума на американской орбитальной станции ATM дают
значения 8000 км в полярных дырах в противоположность «1700 км
в моделях спокойного Солнца
*В дальнейшем, если специально не оговорено другое, мы будем
называть теплопроводный поток просто потоком тепла или тепловым потоком,—
Прим. ред.

5.2. Диэлектронная рекомбинацил 47
В активных областях температурный градиент при этих
значениях температуры в 5 раз выше, чем в спокойных областях, тогда
как непосредственно над пятнами при Те .« 5 • 104 К он в 10 раз
ниже, чем над флоккулами. Плотность над пятнами также ниже.
Модели переходной области для спокойного Солнца строятся
несколькими методами. Предполагается, что выше уровня с Те*
« ТО5 К энергия поступает только через верхнюю границу, внутри
слоя поток тепла постоянен и потерями на излучение можно
пренебречь. С другой стороны, модели могут быть построены для Те р
^2»104Кс использованием зависимости наблюдаемой меры
эмиссии от температуры совместно с уравнениями теплопроводности,
гидростатического равновесия и граничным условием заданного
давления. Хотя в слоях с Те ^ 105 К выделение энергии и потери
энергии на излучение, по-видимому, невелики, ниже этой
температуры поток тепла и другая поступающая энергия диссипируют и а
балансе становятся существенными радиационные потери. Если не
требовать выполнения условия гидростатического равновесия, то
можно получить модели с более толстой переходной областью. В
работах последних лет прежние модели улучшались благодаря
учету неоднородного пространственного распределения крайнего
ультрафиолетового излучения и учету влияния магнитного поля.
BRUECKNER G.E., NICOLAS K..R. Solar Phys., 29, 301, 1973.
BURTON W.M. et al. Astron. Astrophys .,_27, 101, 1973.
DUPREE A.K. Astrophys, J,, 178, 527, 1972.
GABRIEL A.H. Phil. Trans. Roy, Soc. London, A281, 339, 1976.
HUBER M.C.E. et al. Astrophys.J., 194, L115,1974.
KOPP R.A., KUPERUS M. Solar Phys., 4, 212, 1968.
LOULERGUE M., NUSSBAUMER H. Astron, Astrophys., 34, 225, 1974.
MUNRO R.H., WITHBROE_G.L. Astrophys. J., 176, 511, 1972.
NOYES R.W.,WITHBROE G.L.,KIRSHNER R.P. Solar Phys., 11, 388, 1970.
SHMELEWA O.P., SYROVATSKII S. I. Solar Phys., 33, 341, 1973.
5o2. Диэлектронная рекомбинация
Диэлектронная рекомбинация происходит в две стадии. На первой
падающий электрон возбуждает ион до энергии, соответствующей
энергии автоионизационного уровня в ионе на единицу меньшей
кратности. На второй стадии рекомбинация эффективна в том случае, когда
этот возбужденный уровень, спонтанно излучая фотон, распадается с
переходом внутреннего электрона на нижний уровень, с которого
уже невозможна быстрая ионизация. Реакция может быть записана
в виде
tz(i) + е(Е, ?)

48 5.3. Межсистемные линии
где X z (i)} — ^-стадия ионизации атома в состоянии г
(обычно основная конфигурация), ;jfMz-D (jуП1) - (z -1)-стадия ионизации
атома, находящегося (обычно) в дважды возбужденном состоянии.
Если автоионизация происходит до второй стадии, то тогда
рекомбинации не происходит. Однако при детальном балансе большая скорость
автоионизации приводит к большой скорости диэлектронного захвата
и к появлению ионов с заселенными верхними уровнями. Те уровни,
которые имеют скорость автоионизации больше, чем скорость
спонтанного радиативного распада, вносят больший вклад в полную ди-
электронную рекомбинацию.
Для большинства корональных ионов (за исключением водородопо-
добных или гелиеподобных) диэлектронная рекомбинация на два
порядка эффективнее, чем обычная радиативная рекомбинация. Ее учет
в уравнении ионизационного равновесия для короны увеличивает
предсказываемую температуру наиболее эффективного образования
указанных корональных ионов и снимает расхождение между коро-
нальными температурами, полученными по ширине линий и по
относительной интенсивности линий для ионов близких стадий ионизации.
В последних работах рассматривается зависимость от плотности
процессов, которые возникают на второй стадии диэлектронной
рекомбинации.
BURGESS A.Astrophys. J., 139, 776, 1964.
SUMMERS H.P. Monthly Notices Roy. Astron, Soc.,'169, 663, 1974.
5,3. Межсистемные (интеркомбинационные) линии
Межсистемные, или интеркомбинационные, линии возникают при переходах
между состояниями с различным спином, становящихся возможными
при нарушении LS-связи. Это нарушение усиливается с увеличением
атомного номера, но в солнечном спектре наблюдается
интеркомбинационные линии большого набора элементов и ионов, в том числе
01 2Р4 3Р2 ~2р3 3s 552 ,
OV 2s2 lS0 -2s 2p Щ >
FeXVII2P6 *S0 ~2p53s 3K>
FeXXV If2 %.^-U 2p3Pr
В спектрах, относящихся к центру солнечного диска,
большинство интеркомбинационных переходов слабо по сравнению с
разрешенными переходами, поскольку скорости их ударного возбуждения
меньше, чем соответствующие скорости для разрешенных переходов.
Для ионов низкой кратности вероятности спонтанных радиативных
переходов для этих линий могут быть достаточно малыми и удары

5Л. Сателлитные линии 49
II рода могут конкурировать с ними в уменьшении населенности
возбужденного уровня. Тогда относительная интенсивность
разрешенных и интеркомбинационных переходов может быть использована
для измерения локальной электронной плотности.
HERZBERG G. Atomic Spectra and Atomic Structure, New York, Dover
Publication, 1944.
JORDAN C. Nuclear Instruments and Methods^ 110, 373^ 1973.
5A Сателлитные линии
Переход между двумя уровнями с заданными квантовыми числами
в присутствии электрона с много большим главным квантовым числом,
будет иметь длину волны, которая очень близка к той, которая
возникает при том же переходе в отсутствие такого электрона. Когда
внешний электрон находится на нижней орбите, разделение длины
волны переходов достаточно велико и линия системы с внешним
электроном наблюдается как сателлит с длинноволновой стороны
основного перехода. Например, переход Is 2 —Is 2р в гелиеподобном
ионе является промежуточным к переходам типа Is2 2s —Is 2s 2p и
Ь22р--1* 2р2 .
В мягком рентгеновском спектре Солнца наблюдаются два типа
возбуждения сателлитных линий. Большинство сателлитных линий
(примыкающих к резонансным линиям водородо- и гелиеподобных ионов)
образуется при процессах диэлектронной рекомбинации, когда
возбужденное состояние стабилизируется спонтанным радиативным
распадом, например
15 2 + e-^ls 2pnl P
Is 2pnl-*ls 2nl + hv (сателлит).
Однако некоторые сателлитные линии (примыкающие к
резонансным линиям гелиеподобных ионов) наблюдаются с возбужденных
уровней, которые- не могут возникать при диэлектронном захвате,
поскольку при этом нарушаются законы сохранения четности и
момента. Эти линии образуются при возбуждении электронным ударом
внутреннего электрона в литиеподобном ионе, т.е.
Is2 2p+ e -*ls 2p2+ е.
Для оптически тонких линий отношение интенсивностей диэлектрон-
ных сателлитных линий к интенсивности резонансных линий для
данного иона зависит от Tj"1 и увеличивается с ростом заряда иона.
При ионизационном равновесии диэлектронные сателлитные линии
обычно сильнее, чем сателлитные линии с ударным возбуждением
внутренних оболочек, но последние могут стать существенными при
быстрой ионизации вещества. Сателлитные линии с возбуждением
4-353-

50 5.5. Оптика косого падения
внутренних оболочек становятся также относительно более
интенсивными у ионов высокой кратности.
BHALLA СР., GABRIEL АЛ., PRESNYAKOV L.P. Monthly Notices Roy.
Astron. Soc, 172, 359, 1975.
DOSCHEK G.A. Space Sci. Rev., 13, 765, 1972.
GABRIEL A.H., JORDAN C. Nature, 221, 947, 1969.
5.5. Оптика косого падения
Для наблюдений в диапазоне волн короче 300 А с отражающей
оптикой необходимо использовать системы с очень малым углом
падения (скажем, менее 15° для наиболее длинных волн), так как
критический угол полного внутреннего отражения уменьшается с
уменьшением длины волны. Такие оптические системы* называют
обычно оптикой косого падения. Основные типы используемых
телескопов -телескопы Уолтера; они либо состоят из конфокальной
системы параболоида и гиперболоида (телескоп Уолтера I типа), либо
параболоид и гиперболоид устанавливаются отдельно (телескоп
Уолтера И типа). Для солнечных наблюдений могут использоваться
как все зеркало телескопа, представляющее собой фигуру вращения,
так и его отдельные секторы.
FIRTH J.G. et al. Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 166, 543, 1974.
GIACCONI R. et al. J. Opt. Soc. Am., 55, 345, 1955.
WOLTER H. Ann. Physik, 10, 94, 1952.
5.6, Кристаллические спектрометры
о
В мягкой рентгеновской области, в диапазоне АЛ 1,5— 25 А, спектры
обычно получают, используя дифракцию рентгеновских лучей на
кристалле. Спектральное разрешение достигается вращением кристалла
(при этом используется закон преломления Брэгга). Такие
спектрометры называемые кристаллическими или брэгговстми
кристаллическими спектрометрами, используются для солнечных наблюдений
с 1965 г. В качестве детектора обычно используют
пропорциональные счетчики. Пространственное разрешение достигается
применением механических коллиматоров.
BLAKE R.L. et al. Astrophys, J., 142, 1, 1965.
BRABBAN D.H., GLENCROSS W.M. Proc, Roy. Soc. London, A334, 231, 1973.
■

6
СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА
С. КУЧМИЙ
6Л. Белая корона
Белая корона становится видимой во время полных солнечных
затмений. Вне затмений она может наблюдаться в области 2-9 R0
с помощью устанавливаемых на аэростатах и спутниках
коронографов с внешним затмением (ОСО= 7, "Скайлэб"). Она содержит две
компоненты: К-корону и F -корону.
К-корона (электронная корона, или непрерывная корона) возникает
вследствие томсоновского рассеяния фотосферного излучения
на свободных электронах высокоионизированной корональной
плазмы. Ее спектр непрерывный, поскольку фраунгоферовы линии
фотосферного спектра почти полностью размыты из-за больших доп-
леровских сдвигов при рассеянии на быстрых электронах ( Г« 106К)
короны. Рассеянное излучение сильно линейно-поляризовано.
К-корона очень неоднородна и содержит ряд характерных структур,
таких, как лучи, арки, щеточки и тонкие лучи. Средняя электронная
плотность составляет несколько единиц на 108 см~3 в спокойной
внутренней короне; в корональных структурах она повышена в
5-20 раз по сравнению с невозмущенными областями, а в
корональных конденсациях достигает 10JO см~3.
F- корона (фраунгоферова корона, или пылевая корона) возникает
в результате- рассеяния фотосферного света на окружающих
Солнце пылевых частицах. Поскольку рассеивающие частицы
движутся медленно, фраунгоферовы линии обнаружимы. Рассеянное
излучение неполяризовано. Продолжение F-короны в межпланетном
пространстве проявляется в виде зодиакального света.
BLACKWELL D.E. DEWHIRST D.W., INGHAM M.F. Adv. Astron. Astrophys., 5,
1,1967.
NEWKIRK G., Jr. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 5, 213, 1967.
6.2. Эллиптичность (сплюснутость)
Коэффициент эллиптичности е характеризует форму изофот белой
короны. Он определяется как

52 6.3.
где в соответствии с определением ван де Хюлста те ? гр
означают соответственно экваториальные и полярные расстояния изо-
фот от центра солнечного диска. Людендорф использовал вместо них
средние значения расстояний из трех положений: 0° , + 22,5° и
90°, 90° + 2295° соответственное Эллиптичность (сплюснутость)
зависит от удаленности изофот от края Солнца и от фазы
солнечного цикла. Она мала (0,05) во время максимума (максимальная
корона) и велика (^0,25) во время солнечного минимума
(минимальная корона),
VAN DE HULST Н.С. In The Sun, ed. G,P. Kuiper, Chicago,Univo of Chicago
Press, 1953, p. 285o [Имеется перевод: Ван де Хюлст Г. — В кн.:
Солнце, под ред. Г.П. Койпера. М.: ИЛ, 1957, с. 252.]
6*3, Корональные лучи
Корональные лучи - это характерные примерно радиальные
образования с повышенной в 3 -10 раз электронной плотностью в К-
короне» Они простираются от (0,5 - 1) R0 до расстояний свыше
Ю R0. Могут быть выделены различные типы корональных лучей.
Лучи над активными областями образуются над молодыми активными
областями и заметно эволюционируют за несколько недель. Они
отчетливо видны в зонах пятен при фазе роста солнечного цикла. >
Лучи в экваториальных областях во время солнечного минимума
(экваториальные лучи) также очень характерны. Лучи над
активными областями, по»видимому, покрывают сверху корональные уяр-
чения над активной областью и простираются наружу на (3 -4)
R в виде серии кустов или опахалf состоящих из нитевидных а
потоков или лучей, Больше всего бросаются в глаза большие
лучи j серповидные в основании (иногда называемом "луковицей")
которые сужаются к "шее"ипи "горловине", на (2 - 3) R0 над
основанием, а затем вытягиваются в прямые, слегка
закручивающиеся "трубки" (фото 11). В этих трубках из-за сверхзвукового
расширения корональное вещество движется наружу.
Щлемовидные лучи расположены над спокойными
протуберанцами или протяженными биполярными областями и существуют многие
месяцы. Они лучше всего видны над цепочками волокон, которые
образуются на высоких широтах в середине солнечного цикла. Они
имеют широкое основание, которое представляет собой,
по-видимому, суперпозицию множества корональных арок, сжимающихся в
лучи на высоте (1 « 2) R^ над солнечным лимбом (фото 10).
Термины узкий луч, мини-луч и винтообразная структура
относятся к более узким изолированным лучам, внешне похожим на
системы лезвий. Их природа пока еще неизвестна, но некоторые
из4 них связаны, видимо, с волокнами активных областей.
Становится все более очевидным, что большинство лучей, если

6,5. Кopопальная полость 53
не все, имеют сходную основную структуру; петли замкнутых
силовых линий с круглыми основаниями, увенчанные ''лезвиями"
открытых силовых линий, вытянутых как почти параллельные лучи.
С одной стороны они выглядят как большой или шлемовидный луч,
с другой — имеют форму опахала. По-видимому, существует
тангенциальный разрыв электронной плотности, который виден иногда как
резкий край (луч с резким краем, фото 10) =
Предполагается также наличие некоторой эволюционной связи.
Лучи образуются, когда плазма в корональной конденсации
становится достаточно горячей, чтобы во время всплеска разорвать
замкнутые магнитные петли, образуя-нейтральный (токовый) слой
над линией инверсии фотосферного магнитного поля. Появление
луча над активной областью либо шлемовидного луча зависит от
локальных условий, Шлемовидный луч может сохраняться в течение
5 солнечных оборотов.
Лучи над активными областями и шлемовидные лучи связаны с
увеличением плотности и потока солнечного ветрав Лучи являются
источником медленно изменяющейся компоненты метрового
радиоизлучения, а также связаны (каким образом, пока неясно) со
всплесками III типа.
BOHLIN J.D. Solar Physe, 12, 240; 13, 153, 1970.
KOUTCHMY S, Solar Phys., 24, 373, 1972.
NEWKIRK G., Jre Ann. Rev. Astron. Astrophys., 5, 213, 1967.
STEINBERG JeL«. In Proc First European Solar Meeting, eds.Chiuderi et al.,
Florence, 1975, pe 56.
6o4o Полярные щеточки
Полярные щеточки 7 или полярные лучи , являются характерными лу-
чеподобными образованиями невозмущенной К--короны, которые
наблюдаются в полярных областях на Солнце в период солнечного
минимума. Существуют они относительно недолго (время жизни
» 15 ч). Структуры, подобные щеточкам, видны также в
экваториальных областях, предположительно в корональных дырах.
Вблизи солнечного лимба наблюдается тонкая структура щеточек (%оро-
нальные выступы). Распределение щеточек статистически связано с
хромосферной сеткой и поверхностными магнитными полями.
Вблизи полюсов щеточки направлены, видимо, по полярному магнитному
полю Солнца (фото 10, 12).
KOUTCHMY S., STELLMACHER G, Solar Phys., 49, 253, 1976.
NEWKIRK G., Jra HARVEY J, Solar Phys,, 3, 321, 1968.
6o5 Корональная полость
Кор опальная полость представляет собой темную зону в К~коро-

54 6.6. Трещины
не, окружающую протуберанцы. Над полостями часто наблюдаются
арочные системы и шлемовидные лучи. Полости рассматриваются
как области пониженной электронной плотности. На солнечном
лимбе, в монохроматической короне, они принимают форму
полуэллипсоида (фото 13).
На солнечном диске полости вокруг волокна наблюдаются на
фотографиях в мягких рентгеновских лучах, окружая места
расположения спокойных На -волокон. Описываемые полости являются
замкнутыми структурами низкой светимости, которые не следует
путать с корональными дырами, представляющими собой открытые,
предположительно низкотемпературные области. Полость исчезает
с исчезновением волокна, и вновь появляется, когда Hex-волокно
становится видимым снова (фото 19).
Предполагается, что полости связаны с разрежениями,
вызванными конденсацией вещества в протуберанец или волокно.
SA1TO К., HYDER C.L. Solar Phys., 5, 61, 1968.
VAIANA G.S., DAVIS G.M., GIACCONI R., KRIEGER A.S.VSILK J.K.,
TIMOTHY A.F., ZOMBECK M. Astrophys. J., 185, L47, 1973.
WALDMEIER M. Solar Phys., 15, 167, 1970.
бобо Трещины
Трещины - это темные потоки в К-короне, тянущиеся иногда от
солнечного лимба во внешнюю корону. Часто наблюдаются трещины,
примыкающие к лучам с резким краем (темные волокна, темные
корональные полоски или пустоты). Трещины наблюдаются над
корональными дырами (фото 14).
KOUTCHMY S., LAFFINEUR M. Nature, 226, 1141, 1970.
MACQUEEN R.M., EDDY J.A., GOSLING JeTe, HILDNER E.? MUNRO R.H.,
NEWKIRK G.A. JR., POLAND A.I., ROSS C.L. Astrophys. J., 187, L85, 1974.
6,7. Корональные конденсации и уярчения
В литературе существует некоторая путаница между терминами
корональная конденсация и корональное уярчение. Оба термина
применяются для обозначения корональных частей активных
областей - короны активной области. В физическом смысле конденсация
означает повышение (электронной) плотности, уярчением
называется усиление излучения в видимой, крайней ультрафиолетовой,
рентгеновской областях и радиодиапазоне. В корональной активной
области можно выделить короткоживущую центральную собственно
конденсацию, окруженную долгоживущей постоянной конденсацией.
Обе обнаруживают сложную внутреннюю структуру (фото 15).
Корональная конденсация (корональный пузырь ) представляет
собой сверхплотное, горячее ядро (Ne до 1О10 см~3 , Г>3'1О6К)

6.8. Е-корона 55
с временем жизни в несколько суток. Она может содержать
спорадическую конденсацию, которая связана со вспышками и имеет
время жизни несколько часов. Спорадическая конденсация состоит
обычно из системы ярких корональных петель (наблюдаемых
главным образом в монохроматической и мягкой рентгеновской короне),
которые совпадают с петельными протуберанцами в На-вспышке
(фото 18).
Протяженная постоянная конденсация имеет электронную
плотность, несколько превышающую 109см~3 и температуру (1,5 - 2,5)х
х 106,К и характеризуется умеренным усилением излучения. В
проекции на солнечный диск конденсации (уярчения) совпадают с
хромосферными флоккулами, называемыми соответственно
флоккулами в крайней ультрафиолетовой и рентгеновской областях и
радиодиапазоне * (см. фото 19).
DUNN R.B, In Physics of the Solar Corona, ed. C.Jo Macris, Dordrecht,Holland,
D.Reidel Publ. Co., 1971, p. 114,
SAITO K., BILLINGS D.E. Astrophys, J,, 140, 760, 1964.
WALDMEIER N.Z. Astrophys., 56, 291, 1963,
ZIRHER J.B. In Physics of the Solar Corona, ed. C.J. Macris, Dordrecht, Holland,
D.Reidel Publ. Co., 1971, p. 140*
См. также литературу в разд. "Е-корона".
6о8о Е-корона (эмиссионная линейчатая корона)
Благодаря высокой, порядка миллиона градусов, температуре на
фоне непрерывного спектра солнечной короны наблюдается линейчатое
излучение высокоионизованных атомов. В видимой области
излучения Е-короны (эмиссионной линейчатой короны) встречаются только
запрещенные линии; около 100 линий обнаружено во время
полных солнечных затмений. Наиболее выделяются красная (Fe X А 6374 А) ?
зеленая (Fe XIV Л 5303 А) и желтая (Са WX5694 А). Корона,
наблюдаемая в этих линиях, называется соответственно красной, зеленой и
желтой короной, и вообще монохроматической короной .
Монохроматическая корона видна только во внутренней короне (< 2R^.
Вне полного солнечного затмения монохроматическая корона
наблюдается при помощи коронографа Лио с соответствующими
узкополосными фильтрами или со спектрографом. Она сильно
неоднородна и характеризуется такими структурами, как петли, лучи,
выступы, ^ти структуры имеют различный вид в разных линиях из-за
неодинаковых температур возбуждения** (фото 16). Отношение ин-
*См. примечание на стр. 68. - Прим. ред.
**Точнее, из-за различия ионизационных температур, при которых
существует ион данной кратности. — Прим. ред.

56 6.9. Коропальные петли
тенсивностей зеленой и красной линий в данной точке используется
для определения корональных температур.
DOLLFUS A, In Physics of-the.. Solar Corona, ed, CJ.Maoris, Dordrecht Holland
DJReidel Publ. Co., 1971, p._97.
WAGNER J.W., HOUSE L.L. Solar Phys., 5, 55, 1968.
WALDMEIER M, Die Sonnenkorona, Basel, Birkhauser, 1957.
6o9o Корональные петли
Корональные петли, являющиеся типичными структурами внутренней
короны, наблюдаются в зеленой и красной корональных линиях, в
линиях крайней ультрафиолетовой области и в мягком
рентгеновском излучении. Они часто встречаются в корональных
конденсациях (уярчениях) и иногда связаны с На-петлями (фото 48).
Они достигают высот до 100 • 103 км и, вообще говоря,
появляются в системах петель (фото 18, 19). Термин корональные арки
обычно относится к большим и стабильным структурам в белой
короне; однако во многих случаях термины "петли" и ''арки"
используются как синонимы.
DUNN R.B, In Physics of the Solar Corona, ed, C.J. Maoris, Dordrecht, Holland,
D. ReidelPubl. Co., 1971,p. 114.
60IO0 Крайняя ультрафиолетовая
и рентгеновская корона
Солнечная корона излучает много разрешенных линий в крайней
ультрафиолетовой и мягкой рентгеновской областях и континуум в
рентгеновской области. Поскольку фотосфера излучает в этих
областях спектра очень слабо, крайняя ультрафиолетовая и
рентгеновская корона наблюдается также и на самом солнечном
диске. Здесь видны многочисленные петли и арки, в основном
расположенные над активными областями и связывающие различные
активные области (фото 19). Яркие петли, наблюдаемые в далеком
ультрафиолете, которые протягиваются наружу из холмов сильного
магнитного поля и имеют вид фонтана, называются магнитным
фонтаном.
SHEELEV N.R., Jr., BOHLIN J.D., BRUECKNER G.E., PURCELL J.D.,
SCHERRER V,, TOUSEY R. Solar Phy.s0, 40, 103, 1975.
TOUSEY R., BARTOE J.- D.F., BOHLIN J.D., BRUECKNER G.E., PURCELL
J.D., SCHERRER V.E,, SHEELEY N.R., Jr., SCHUMACHER R.J., VAN
HOOSIER M.E. Solar Phys., 33, 265, 1973.
VAIANA G.S., KRIEGER A.S., TIMOTHY A,F, Solar Phys., 32, 81, 1973.
60II0 Магнитные аркады
Расчеты картины корональных силовых линий по измеряемым фото-
сферным полям свидетельствуют о существовании серии магнитных

6.13. Яркие корональные точки 57
петель, которые образуют коридоры или магнитные аркады,
простирающиеся более чем на 1 /4 длины окружности с радиусом Ro •
В то время как низкие магнитные аркады (LMA) (hmax< l.,5 R©)
имеют произвольную ориентацию, высокие магнитные аркады (НМА)
(^тах >. "1,5 1$^) обнаруживают преимущественно восточно-западную
ориентацию. Самые высокие петли высоких магнитных аркад в
приближении потенциального поля принимают форму, напоминающую
корональные лучи.
В двумерной проекции на плоскость, заменяющую участок
небесной сферы, аркады выглядят как магнитные арки; они
совпадают с замкнутыми арками белой короны, связанными с
основаниями корональных лучей. Аркады.также появляются над границами
солнечной секторной структуры.
Рентгеновские фотографии короны на диске показывают
взаимные связи активных областей (крупномасштабные арки,
соединяющие активные области), вероятно, представляющие собой высокие
магнитные аркады.
NEWKIRK G., Jr., ALTSCHULER МЛ. Solar Phys., 13, 131, 1970.
VAIANA G.S., KRIEGER A.S., TIMOTHY A,F. Solar Phys., 32, 81, 1973.
WILCOX J.M., SVALGAARD L, Solar Phys., 34, 461, 1974.
6б12о Корональные дыры
Кор опальные дыры - это протяженные области в солнечной короне
исключительно низкой плотности и температуры. Они
характеризуются дефицитом излучения в крайнем ультрафиолетовом,
рентгеновском и микроволновом диапазонах, но не наблюдаются в
спектральных линиях, образующихся при Г< 600 000 К (фото
19),Вероятно, дыры связаны с униполярными областями, фотосферные
магнитные поля которых выходят в корону. Они являются источниками
усиленного солнечного ветра. Типичное время жизни дыр порядка
нескольких солнечных оборотов, а их вращение твердотельное.
Метровое радиоизлучение корональных дыр похоже на излучение
полярных областей, минимальной короны и спокойного Солнца.
FURST E., HIRTH W. Solar Phys., 42, 157, 1975.
NOLTE J.T,, KRIEGER A.S*, TIMOTHY A.F., VAIANA G.S., ZOMBECK M.V.
Solar Phys., 46, 291, 1976.
NOLTE J.T., KRIEGER A0Se, TIMOTHY A.F0, GOLD R.E., ROELOF EX.,
VAIANA G., LAZARUSJU,, SULLIVAN J.D., MCINTOSH P.S.,
Solar Phys., 46% 303, 1976.
TIMOTHY A.F., KRIEGER A.Se, VAIANA GJS, Solar Phys., 42, 135, 1975»
6ol3o Яркие корональные точки
Яркие корональные точки , наблюдающиеся с помощью
рентгеновского телескопа, имеют типичные диаметры 30 и яркие ядра ^ 10 .

58 6.14. Корональные события
Их среднее время жизни составляет 8 ч, и они неравномерно
распределены по солнечной поверхности. Яркие корональные точки
связаны с малыми биполярными фотосферными областями
(напряженность поля оценивается в ^10 Гс). За сутки образуется
около 1500 рентгеновских точек. По-видимому, при этом на
поверхность выносится больший магнитный поток, чем в возникающих
активных областях. Яркие точки представляют собой тип
солнечной активности, отличный от нормальных активных областей и
эфемерных областей, хотя связь ярких точек с последними
представляется вероятной (фото 19).
GOLUB L., KRIEGERA.S., SILK J.K., TIMOTHY A.F., VAIANA G.S.
Astrophys. J., 189, L93, 1974.
6ol4o Корональные события
(корональные транзиенты)
Корональные события (коропальные транзиенты)- общий термин для
множества изменений в короне, таких, как внезапное усиление
яркости или затухание различных структур, расширяющиеся,
поднимающиеся арки, движущиеся облака и т.д. Такие особенности
наблюдаются в монохроматическом и рентгеновском изображениях
короны, а также во внутренней и во внешней К-короне. Многие из
них связаны со вспышками, поднимающимися или эруптивными
протуберанцами и с радиовсплесками II и IV типа.
Монохроматические транзиенты^или события подразделяются на
классы слабых событий, петельных и арочных явлений и быстрых
событий. Типы быстрых событий: колебания структур, распад арок,
восстановление арочных систем, ускоренное расширение арок (коро-
нальный хлыст).
При помощи коронометра наблюдаются 4 основных типа тран-
зиентов во внутренней К-короне: образование лучей или
конденсаций, разрушение лучей, перемещение структур и расширение арок.
К особому типу относится резкое рассасывание - резкое понижение
электронной плотности, по-видимому вызываемое выбросом
плазмы во внешнюю корону.
С коронографами, установленными на борту космических
аппаратов, наблюдаются такие транзиенты во внешней короне, как
раздробление ярких лучей и арок и движущиеся наружу облака
плазмы {vc& 1000 км/с). Наблюдаются также проявления ударных
волн - в среднем каждые 40 ч, а в периоды высокой солнечной
активности их появление возможно каждые 10 ч. Около 2/3
наиболее ярких корональных транзиентов, наблюдавшихся на станции
"Скайлэб", были связаны с эруптивными протуберанцами.
Наблюдения наводят на мысль, что вещество транзиента поступает ско-

616, Коронограф Лио 59
рее не из самого протуберанца, а из нижней короны над
протуберанцем,
DUNN R.B. In Physics of the Solar Corona, ed. C.J. Macris, Dordrecht, D.Reidel
Publ. Co., 1971, p. 114.
HANSEN R.T., GARCIA C.J., HANSEN S.F., YASUKAURA E. Publ. Astron.Soc.
Pacific, 86, 500,1974.
HILDNER E., GOSLING J.T., HANSEN R.T., BOHLIN J.D. Solar Phys., 45, 363,
1975.
Flare-Produced Shock Waves in the Corona and in Interplanetary Space,
ejs. Hundhausen A.J., Newkirk G., Jr., Boulder, High Altitude Observatory,
1974.
Coronal Disturbances, ed. Newkirk G., Jr., IAU Symp., 57, 1974.
6ol5o Tt-корона
Т-корона, локальная F- корона или излучение околосолнечной пыли
представляет собой тепловое излучение межпланетной или
околосолнечной пыли, переизлучающей поглощенную солнечную энергию
в инфракрасной области. На длине волны 2,2 мкм оно наблюдается
на расстоянии (3,5 - 10) R^ как уярчение, концентрирующееся к
экваториальной плоскости. Предполагается, что межпланетные
пылинки имеют солнечное происхождение.
MACQUEEN R.M. Astrophys. J., 154, 1059, 1968.
6о16б Коронограф Лио
Коронограф Лио - это телескоп, предназначенный для исследования
внутренней короны вне затмений. Солнце экранируется диском
соответствующих размеров, расположенным в первичном фокусе
однолинзового объектива (внутреннее затмение). Коронограф Лио
используется с фильтром или спектрографом для обычных
наблюдений монохроматической короны.
В комбинации с поляриметром он служит как К-коронометр,
который определяет (вне затмений) интенсивность В К-короны,
умноженную на степень поляризации р (рВ-корона), Поляриметр
отделяет слабое, сильнополяризованное излучение К-короны от
налагающегося сильного, но неполяризованного света, рассеянного
атмосферой.
DOLLFUS A. In Planets, Stars and Nebulae Studied with Photopolarimetry,
ed. T.Gehrels, Tucson, Univ. Arizona Press, 1974, p. 695.
HANSEN Ц/Г., HANSEN S.F., PRICE S. Publ. Astron. Soc. Pacific, 78, H 1966.
WLERICK G., AXTELL J. Astrophys. J., 126, 253, 1957.

60 617. Коронограф с внешним затмением
6.17. Коронограф с внешним затмением
Коронограф с внешним затмением используется при аэростатных,
ракетных и спутниковых экспериментаХе Солнце затмевается диском,
расположенным перед объективом. Внутренняя корона
виньетируется, но внешние части белой короны (расстояние больше 2Rq)
можно наблюдать (фото 17).
KOOMEN M.J., DETWILER CcRo, BRUECKNER G0E,, COOPER ELWe, TOUSEY R
ApphOpt,, 14, 743, 1975.
NEWKIRK Ge, Jr.9 BOHLIN J.D. Appl. Opt., 2, 131, 1963.

АКТИВНЫЕ ОБЛАСТИ
М. ДЖ. МАРТР , А. БРУЦЕК
7.1. (Солнечная) активность
Термины "активный" и "активность" используются в солнечной
физике в довольно широком и не всегда определенном смысле. По
существу, термин "активность" означает заметную изменчивость
состояния объекта во времени, связанную с усилением движений,
возрастанием плотности, температуры , излучения и т.д.- Кроме
того9 он означает наличие определенных однократно или многократно
наблюдающихся (временных по своему характеру) явлений
(например, вспышечной активности, выбросов, всплесков рантгеновского
излучения) или образование "активных областей" (солнечная
активность в общем смысле), Например, под активностью в радиодиапа—
зоне может подразумеваться как появление радиовсплесков, так и
длительное усиление радиоизлучения.
Явления и области на Солнце классифицируются как "активные",
если они обнаруживают перечисленные выше признаки активности.
Например, активные протуберанцы характеризуются усилением
внутренних или крупномасштабных движений, изменением формы,
возрастанием яркости и-т.д. Пояснения к термину активная область
см9 в следующем разделе*
7.2.'. Активная область
Активная область (АО) на Солнце представляет собой
исключительно сложное явление, включающее в себя большое число
разнообразных событий (явления активной области) в фотосфере, хромосфере
и короне» Наличие тех или иных явлений активности определяется
фазой и стадией эволюции АО, ее вид зависит от того, в каком
спектральном диапазоне проводятся наблюдения (ср. фото I,.1 7,. 19,
20, 28). Различные активные области сильно различаются по
размерам, внешнему виду и продолжительности жизни. Продолжительность
жизни АО колеблется от нескольких часов до нескольких месяцев*
Размеры и внешний вид в значительной степени зависят от
возраста АО..
Особенности АО определяются сильным магнитным полем,
которое влияет на ее развитие и характер. В местах выхода подповерх-

62 7.3. Комплексы активности
ностного магнитного потока на поверхность образуется
протяженная биполярная или мультиполярная область с сильной
концентрацией поля в солнечных пятнах. Полный магнитный поток в АО
средних размеров составляет ^Ю^Мкс. С физической точки
зрения активные области вне солнечных пятен характеризуются
повышенной плотностью и температурой и соответственно повышенным
излучением по всему спектру от рентгеновского до радиодиапазона
(за исключением некоторых спектральных линий.). Например,
плотность в корональной части АО*(корональная конденсация) может
возрасти в 10 раз, температура - в 5 раз, а радиоизлучение -
на несколько порядков. Для активных областей также характерны
крупномасштабные потоки плазмы ( v до ^100 км/с) и
ускорение частиц. Повышенное излучение в крайнем ультрафиолетовом
и рентгеновском диапазонах, а также потоки элементарных частиц
из активных областей оказывают влияние на межпланетную среду,
земную магнитосферу и верхнюю атмосферу (ионосферу).
BRUZEK A. In Solar Terrestrial Physics, ed. E.R. Dyer, 1970, D. Reidel Publ.
Co., Dordrecht, Part 1, 1972, p. 49. Structure and Development of Solar
Active Regions, ed. Kiepenheuer K.O., IAU Symp., 35, 1968.
TANDBERG-HANSSEN E. Solar Activity, Blaisdell Publ. Co., Waltham, Mass.,
1967.
7.3. Комплексы активности
Новые активные области имеют тенденцию развиваться вблизи уже
существующих или недавно существовавших областей. Так
образуются скопления активных областей в виде длинных рядов на
предпочтительных, или активных, долготах, представляющие собой
комплексы активности,. или семейства. Комплексы активности, по-видимому,
имеют постоянный 27-дневный период вращения независимо от
солнечной широты.
Как показывают наблюдения, предпочтительные долготы
сохраняются в течение нескольких лет. Они отличаются также
повышенной частотой протонных вспышек. Похоже, что предпочтительные
долготы существуют попарно на расстоянии 180 ° друг от друга.
Возможно, тенденция солнечной активности к такой группировке
объясняется тем, что области комплекса создаются на солнечной
поверхности устойчивыми подповерхностными источниками,
имеющими постоянный период вращения.
Французские авторы предпочитают использовать термин центр
активности (ЦА) для обозначения единичной активной области, а
термин "активная область'' — для обозначения комплекса
активности (состоящего из нескольких центров активности). См. фото 20а.
BECKER U. Z. Astrophys., 37, 47, 1955.
BUMBА V., HOWARD R. Astrophys. J., 141, 1492, 1502, 1965.

7.5. Эфемерная облаешь 63
DODSON H.W., HEDEMAN E.R. In Structure and Development of Solar Active
Regions, ed. Kiepenheuer, IAU Symp., 35, 56, 1968.
HAURWITZ M. Astrophys. J., 151, 351, 1968.
7.4. Области всплывающего потока
Области всплывающего потока (EFR). представляют собой первую
стадию развития активных областей, хотя они могут появляться
также внутри или на границах уже существующих активных
областей. Они выносят новый магнитный поток на поверхность Солнца.
Область всплывающего потока - это биполярная область
магнитного поля, которая вначале возникает в виде небольшого биполярного
флоккула, наблюдаемого в линиях Н« и К, отдельные части
которого соединены несколькими мелкими темными волокнами (фото
21). Приблизительно через сутки образуется яркая область с
петлями (BRL) , которая представляет собой вытянутый яркий
флоккул, пересеченный системой темных петель, известной под
названием системы арочных волокон (AFS). На этой же стадии
развития АО содержит биполярную группу пятен, располагающихся на
противоположных концах арочных волокон.
Арочные волокна представляют собой протяженные арки
длиной до 30 000 км и высотой <5000 км. Предполагается, что
они очерчивают петли магнитных силовых линий (фото 22). Центры
(вершины) арок поднимаются вверх со скоростью <£ 10 км/с,
тогда как по краям арок вещество опускается со скоростью
v,£50 км/с. Это свидетельствует о том, что петли силовых
линий, расширяясь, уходят через хромосферу во внутреннюю корону.
Отдельные арки существуют 20 мин, а затем исчезают и сменяются
новыми, приходящими снизу.
Эта фаза образования областей всплывающего потока (и
активных областей с заметными системами арочных волокон может
продолжаться 2-4 сут до тех пор, пока не сформируется развитая
биполярная группа (класса D).
BRUZEK A. SolarPhys., 8, 29, 1969.
FRAZIER E.N. Solar Phys., 24, 98, 1972.
ZIRIN H. In Chromospheric Fine Structure, IAU Symp. ed. R.G. Athay, 56, 161,
1974.
7.5. Эфемерная область
Термин эфемерные области используется для обозначения
небольших короткоживущих областей всплывающего потока. Они были
обнаружены на спектр ore ли ограммах в линиях К и На , однако
отчетливее всего видны на магнитограммах в виде небольших
биполярных магнитных образований. По-видимому, эфемерные
области представляют собой наиболее мелкие из активных областей.

64 73. Группа солнечных пятен
Пятна в них не образуются* Возможно, что образование некоторой
части эфемерных областей обусловлено процессами, в корне
отличающимися от процессов, приводящих к образованию регулярных
активных областей. Для эфемерных областей характерны площади
меньше 100 миллионных долей видимой полусферы,
продолжительность жизни &± сут, полный магнитный поток ^10 20 Мкс* Они
наблюдаются в большом диапазоне широт и долгот, а их число
заметно меняется в зависимости от фазы цикла солнечной
активности. В течение дня может образоваться до 100 эфемерных областей
(фото 23).
Существует взаимосвязь между эфемерными областями и яркими
точками короны в рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом
излучении, однако не все эфемерные области, различимые на
магнитограммах, связаны с яркими точками. По-видимому, эфемерные
области являются таким же важным источником магнитного
потока, как и более крупные активные области, и могут вносить
значительный вклад в нагрев атмосферы.
HARVEY K.L., HARVEY J.W., MARTIN 5.F. Solar Phys., 40, 87, 1975.
7.6» Группа солнечных пятен
Солнечные пятна представляют собой концентрации магнитного по—
тока. В центре АО (флоккула) они образуют вытянутую биполярную
или мультиполярную группу солнечных пятен. Западная часть
группы пятен называется головной, а главное пятно в ней (обычно
имеющее большие размеры и довольно правильную форму) называется
р-пятном, или лидером группы. Главное пятно восточной, хвостовой
части называется /- пятном, или хвостовым пятном. (Ор. фото 20а.)
Процесс развития и распада групп солнечных пятен проходит
стадищ схематически представленные в Цюрихской классификации
пятен последовательностью классов от А до J . Вначале
всплывающий магнитный поток приводит к образованию небольшого
скопления пятен (Цюрихский класс А ) или биполярной группы (класс
В ), состоящей из нескольких мелких пятен или пор. Через 2-4
сут они превращаются в группу хорошо развитых пятен (с
полутенью), имеющую протяженность 5-10 гелиоцентрических градусов
(классы Си D ). Еще через 3-6 сут за счет дополнительного
всплывающего потока группа становится сложной, с большими
пятнами и протяженностью до 15-20 гелиоцентрических градусов
(классы Е и F ). Обычно развитие группы достигает максимума
через 8-10 сут после ее образования, причем общая площадь
пятен достигает нескольких тысячных площади видимой полусферы,
а максимальная скорость роста может составлять примерно 2.00 •
•10-~6 видимой полусферы в сутки. Однако на любой из перечислен-

7j6. Группа солнечных пятен 65
ных стадий (классов) рост группы может прекратиться, сменившись
распадом. Вначале 'распад происходит с той же скоростью, что и
рост, но почти не затрагивает головное пятно (класс G ), так
что через 4-10 сут (в зависимости от класса в максимуме
развития) остается лишь одно головное пятно с несколькими
сопутствующими (классы Н и J )в Головное пятно распадается медленно,
с постоянной скоростью 6 * 10~6 в сут (не зависящей от действие
тельных размеров пятна! )0 Таким образом, эта последняя фаза
распада, может продолжаться в течение одного или нескольких
солнечных оборотов до тех пор, пока в активной области не останется
ни одного пятна (рис9 7.1).
АО наиболее активна (выбросы, вспышки, радиоизлучение) в
период быстрого роста пятен и изменения их конфигурации и
менее активна в период первой фазы распада (класса G )• Для
классов н и j характерно полное отсутствие активности, за
исключением тех случаев, когда новый всплывающий поток вызывает
некоторое ее' возобновление.
А
В
с
D
И
J
&■ ■
м
@° 10е 20°
Рис. 7.1. Цюрихская классификация групп солнечных пятено {Waldmeier M.
PubL Stemwarte Zurich, 9, % 1974.)
5-353

66 7.8. Собственное движение
В Solar Geophysical Data используется модифицированная
Цюрихская классификация, предложенная Мак-Интошем, в которой
содержится дополнительная информация о характере полутени и
распределении пятен в группе.
DE JAGER С. In The Solar System (Encyclopedia of Physics, Vol.LII), ed.
Fliigge S.,: Springer Verlag, Berlin, 1959, p. 166.
KIEPENHEUER K.O. In The Sun, ed. G.P.Kuiper, Univ. of Chicago Press,
Chicago, 1953, p. 340. [Имеется перевод: Кипенхойер К, О. - В "кн.
Солнце, под ред. Г.П. Койпера. - М.: ИЛ, 1957, с. 296.]
Solar Geophysical Data, No» 366 Supplement, 1975, p. 30»
7.7. Собственное движение (солнечных пятен)
Существуют различные типы собственных движений солнечных пятен,
т.е. движений относительно окружающей фотосферы:
1. Во время роста групп солнечных пятен происходит их
относительное расширение как по долготе, так и (в меньшей степени)
по широте. Собственное движение по долготе достигает наибольшей
величины для р- пятна в течение первых дней развития группы
(примерно 0,6 гелиоцентрического градуса в сутки в западном
направлении). После того как группа достигает максимальных
размеров, направление движения меняется на противоположное и в
конце концов р-пятно практически возвращается к своему
первоначальному положению по долготе. Движение по широте достигает
Наибольшей величины в период обратного движения по долготе и
обычно составляет -€ 0,3° в сутки. Собственные движения
хвостовых пятен ( у. пятен) значительно слабее.
2. Тень пятна может разделиться и выбросить "дочернюю тень",
удаляющуюся от основной со скоростью ъ 1° в сутки. Наблюдался
и обратный процесс слияния солнечных пятен.
3. Возможно также взаимопроникновение двух групп пятен или
кажущееся прохождение единичного пятна через группу пятен.
4. Особый тип составляет вращательное движение единичного
пятна или пары пятен.
Собственные движения второго и четвертого типов наблюдались
в группах пятен, породивших ряд очень крупных вспышек.
BRUZEK A. Z. Astrophys.,.50, 110, 1960.
KIEPENHEUER K.O. In The Sun, ed. G.P.Kuiper, Univ. of Chicago Press,
Chicago, 1953, p. 166. [Имеется перевод: Кипенхойер K.O. - В кн.:
Солнце, под ред. Г.П. Койпера. - М.: ИЛ, 1957, с. 302.1
7.8. Развивающиеся магнитные образования
Продольные магнитные поля активных областей в фотосфере можно
разделить на ряд локальных максимумов, между которыми
расположены зоны с более слабым полем. Эти униполярные образования

7.10. Линия инверсии 67
могут иметь в своем составе одно или несколько пятен или вообще
не содержать пятен. В течение времени жизни АО они появляются,
растут и исчезают, определяя, таким образом, конфигурацию
магнитного поля и развитие АО. Напряженность поля и размеры этих
развивающихся магнитных образований (EMF) могут быть весьма
различны: напряженность магнитного поля колеблется от 100 до
2000 Гс, а характерные размеры составляют 104 — 105 км, •
Обнаружено, что появление вспышек связано с вторичными изменениями
магнитного потока в примыкающих развивающихся магнитных
образованиях противоположной полярности.
MARTRESM.-JL, MI CHARD R., SORU-ISCOVICI L, TSAP T.T. Solar Phys., 5,
187, 1968.
IUBES E. Astron. Astrophys., 2, 316, 1969.
7.9. Включения (вкрапления)
Включения (вкрапления) - это изолированные, довольно сильные
максимумы магнитного поля в АО, окруженные со всех сторон
областями противоположной полярности. Они усложняют конфигурацию
поля и, по—видимому, являются местами преимущественного
возникновения вспышек*
Особый тип таких магнитных образований составляют
пятна-сателлиты. Крупные солнечные пятна часто бывают окружены
целым рядом небольших максимумов магнитного поля с полярностью,
противоположной полярности центрального пятна. В большинстве
случаев эти магнитные сателлиты не видны как пятна при
наблюдении в белом свете. Они получили название невидимых пятен
(общий термин, используемый для обозначения сильных максимумов
магнитного поля, не наблюдающихся в виде пятен в белом свете).
Это неправильное название возникло еще до того, как стало
известно, что беспятенные поля окружающего флоккула также
концентрируются в мелкомасштабные структуры.
Сателлиты, по-видимому, тесно связаны с образованием
вспышек, выбросов и усов. Их не следует путать с движущимися
магнитными образованиями и магнитными узлами, которые являются
очень маленькими и недолговечными структурами.
MARTRESM.J.,MICHARD R., SORU-ISCOVICI I. Ann. Astrophys., 29, 245,
1966.
RUST D.M. In Structure and Development of Solar Active Regions, ed. Kiepen-
heuerK.O., IAU Symp., 35, 77, 1968.
SEVERNY A.B. Space Sci. Rev., 3, 451, 1964.
7.10. Линия инверсии магнитного поля
У разных авторов линия, разделяющая продольные магнитные поля
противоположной полярности, называется по-разному. Правильными

68 7.11. Канал волокна
являются термины линия раздела, линия перехода* или линия
инверсии а Термина нулевая линия и часто используемого термина
нейтральная линия следует избегать, поскольку они могут ввести в
заблуждение, означая, что никакого поля нет вообще, тогда как
обычно на этой линии существует довольно сильное поперечное
полев
Часто на линию инверсии накладывается темное волокно,
которое внутри АО во многих случаях бывает довольно тонким и не
наблюдается в виде протуберанца на солнечном лимбе. Таким
образом, волокна можно, хотя и с некоторой осторожностью,
использовать в качестве трассеров линий инверсии (смв фото 21).
Области, расположенные вблизи линии инверсии, являются местами
преимущественного возникновения вспышек.
7.11.' Канал волокна (флоккульный коридор)
В линии К ив крыльях линии На в основании волокна часто
наблюдается флоккульный коридор (канал волокна) между областями
противоположной магнитной полярности» Этот канал может наблюдаться
вдоль линии инверсии и при отсутствии волокна. В нем совершенно
нет ни флоккулов, ни хромосферной тонкой структуры (фото 25).
Размеры волокна и ширина канала обратно пропорциональны
градиенту магнитного поля поперек линии инверсии* Волокно бывает
очень тонким или даже совсем отсутствует, а канал не наблюдается
при резкой смене полярности, как, например, в молодых активных
областях или между близлежащими (большими) пятнами
противоположной полярности. И наоборот, волокно бывает большим, а канал
широким между слабыми флоккульными полями старой
распадающейся АО.
MARTRESM.J., MICHARD R,, SORU-ISCOVICI I. Ann. Astrophys.,: 29, 249,
1966.
7Л2. Хромосферный флоккул**
Термин хромоеферный флоккул соответствует французскому термину
"plage faculaire" — факельная площадка и английскому "plage" и
употребляется для обозначения протяженной излучающей области,
*В советской литературе этот термин не встречается, — Прим, редЛ
** В советской литературе термином "флоккул" обозначают область
излучения, наблюдаемую в На, К и Н Call и других хромосферных линиях,
Располагающиеся выше слои, наблюдаемые в короне, крайнем ультрафиолетовом,
рентгеновском и радиодиапазонах в английской литературе называют обычно
тоже флоккулом (plage) с добавлением соответствующего определения,, В
советской литературе в последнем случае слово "plage" часто переводят
термином "активная область"а — Примо редо

7.13. Волоконца 69
которую можно наблюдать как в сильных хромосферных линиях,
таких, как Hoc, Call H+K, H La, Hell (304 А), так и в линиях,
переходной области (фото 20в, 20г)в Над флоккулом, совпадая с
ним в проекции на центральную часть солнечного диска, располагав
ется область %орональной конденсации , или уярчения, которая
является источником усиленного излучения в крайней
ультрафиолетовой, рентгеновской и радиоволновой областях спектра. Ее проекцию
также иногда называют флоккулом (ультрафиолетовымt рентгеновским,
радио- или корональным ) (фото 19, 206 , 20г)„ Хромосфер-
пый флоккул располагается над фотосферным факелом.
Эти яркие области, расположенные в фотосфере, хромосфере и
короне, отличаются сильной вертикальной составляющей магнитного
поля. Согласно оценкам, величина напряженности в них достигает
800 Гсв Кроме того, они горячее и имеют (в короне) значительно
более высокую плотность, чем окружающие спокойные области.
Флоккулы являются характерным для АО образованием в
видимой области спектра, которое существует с момента появления
АО (с момента выхода на поверхность магнитного потока) и до
тех пор, пока рассеянные остаточные магнитные поля не сольются
с фоном. Наиболее яркие и плотные флоккулы наблюдаются в
молодой АО без видимой тонкой структуры. Стареющие флоккулы (после
того как развитие АО достигло максимума, новый поток не
возникает), а также старые флоккулы без пятен обнаруживают тонкую
структуру, элементы которой обычно называют флоккульными
гранулами. Их диаметр ^1", а расстояние между ними я* 1,5"0
Продолжительность жизни флоккульных гранул пока не известна,
а их точное отношение к элементам тонкой структуры факелов еще
не исследовано.
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. The Solar Chromosphere, Chapman and Hall,
London, 1974, p. 255.
ZIRIN H. In Chromospheric Fine Structure, ed. Athay R.G., IAU Symp.,56, 161,
1974
7.13. Волоконца
Волоконца * являются наиболее заметными и характерными
образованиями, наблюдаемыми в линии На внутри и вокруг активных
областей. Это длинные тонкие темные полоски, ширина которых равна
725-»2200 км, а средняя длина - 11 000 км. Общий вид области
с волоконцами мало меняется на протяжении нескольких часов,
хотя время жизни отдельных волоконец составляет всего
10-20 мин (фото 26).
В центральных частях АО большие группы волоконец образуют
систему, соединяющую пятна и факелы противоположных полярностей.»
Среди этих волоконец как особый тип следует выделить арочные
* Часто в советской литературе употребляется и непосредственно
английский термин "фибриллы".— Прим. ред.

70 7.U. Усы
волокна, существующие лишь во время всплывания нового потока.
Несколько дней спустя, когда всплывание потока прекращается,
они сменяются системой арок3 связывающих солнечные пятна, т.е.
обычных волоконец (фото 22, 26).
Старые большие пятна правильной формы окружены радиальной
системой волоконец, которую называют (хромосферной)
суперполутенью (фото 26). Отдельные волоконца берут начало внутри
полутени; вся картина простирается на расстояние порядка диаметра
пятна. Эта крупномасштабная структура исключительно устойчива
на протяжении многих часов, однако лишь небольшое число
отдельных волоконец сохраняется в течение 20 мин. Вещество в
волоконцах суперполутени стекает внутрь пятна со скоростью v <^20 км/с
(обратный хромосферный эффект Эвершеда).
Во внешних частях АО многочисленные волоконца, сохраняющие
более или менее радиальное направление или слегка
искривляющиеся с удалением от центра, образуют картину, которую иногда
называют солнечной вихревой структурой„ Граница этой зоны, по
форме близкой к эллиптической, при развитии активной области
непрерывно движется наружу со скоростью v ^0,2 км/с (фото 20 в).
Такую систему волоконец можно также наблюдать на фотоснимках
в линии К с высоким разрешением. На спек троге ли ограм мах в линии
К3 с низким разрешением она присутствует в виде очень слабого
темного эллипса, который Деландр назвал кольцевым факелом.
По мнению некоторых авторов, расположение волоконец
определяется хромосферным магнитным полем, так что с их помощью
можно установить конфигурацию магнитного поля внутри и вокруг
активной области. В непосредственной близости от волокон
фибриллы расположены параллельно им, показывая, что магнитное поле
имеет ту же ориентацию (фото 25).
Гигантские фибриллы или цепи волоконец, образующие очень
длинные искривленные линии, соединяющие большие пятна или
факелы (или пятна с факелами), называются нитями. Они часто
напоминают небольшие волокна активной области, но, конечно, не
совпадают с линией инверсии магнитного поля.
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. Sunspots, Chapman and Hall, London, 1964,
p. 253. [Имеется перевод: Брей Pe, Лоухед P. Солнечные пятна, —
М« : Мир, 1968, с. 195.]
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. The Solar Chromosphere, Chapman and Hall,
London, 1974, p. 217.
ZIRIN H. In Chromospheric Fine Structure, ed. Athay R.G., IAU Symp.,. 56,
161, 1974.
7.14. Усы (бомбы Эллермана)
Усы (впервые обнаруженные Эллерманом к названные им бомбами)
имеют вид ярких точек (диаметром от 3" до.предела разрешения)

7.15. Магнитная классификация 71
на фильтрограммах, полученных в крыльях линий На и К. В
спектре усов можно наблюдать линии бальмеровской серии вплоть до Н10,
линии Н и К, а также ряд сильных и слабых эмиссионных линий
металлов. Сильные линии имеют типичный контур с поглощением в
центре линии и протяженной эмиссией в крыльях с максимальным
контрастом в На на расстоянии около 1,0 А (0,75 - 2,0 А) от
центра линии. Такой характерный вид контура (фото 24) натолкнул
советских исследователей на мысль назвать это явление "усами".
Крылья линии имеют протяженность 5 - 10 А и обычно
накладываются на тонкие полосы непрерывного излучения, присутствующие по
всему видимому спектру; эти полосы называются зернами непрерыв -
ного излучения. Зерна наблюдаются и при отсутствии усов и, по
всей вероятности, представляют собой непрерывный спектр
факельных точек или элементов филиграни.
Усы наблюдаются в активных областях, находящихся в
активной фазе развития, в частности, в молодых АО вблизи системы
арочных волокон, т.е. в областях всплывающего потока. Их часто
находят в окрестностях маленьких или больших пятен и у основания
небольших короткоживущих образований типа выбросов (фото 27).
По мнению Раста, они совпадают с изолированными максимумами
магнитного поля ("пятнами-сателлитами'7). Время их жизни
составляет от нескольких минут до нескольких часов (чаще всего»20 мин):
обычно в течение 2-3 мин они уярчаются, затем сохраняют
достигнутый уровень яркости (возможны небольшие флуктуации) и,
наконец, в течение 2—3 мин внезапно исчезают. Усы не обязательно
связаны со вспышками.
BRAY R.J., LOUGHEAD E.R. The Solar Chromosphere, Chapman and Hall,
London, 1974, p. 227.
BRUZEK, A. Solar Phys., 26, 94, 1972.
ROY J.-R.,LEPARSKASH. Solar Phys., 30, 449, 1973.
RUST D.M. In Structure and Development of Solar Active Regions, ed. KoO. Kiepen-
heuer, IAU Symp., 35, 77, 1968.
7.15. Магнитная классификация активных областей
Существуют подробные магнитные классификации активных областей,
характеризующие конфигурацию магнитного поля в активных
областях с учетом распределения не только полей солнечных пятен, но
и более слабых окружающих полей факелов (флоккулов). По
существу, эти классификации характеризуют степень сложности активной
области, которую статистически связывают с ее вспышечной
активностью. Подробности см. в публикациях, указанных ниже.
MARTRES M.J., MICHARD R., SORU -ISCOVICI I. Ann. Astrophys., 29, 245,1966.
SMITH S.F., HOWARD R. In Structure and Development of Solar Active Regions,
ed. K.O.Kiepenheuer, IAU Symp., 35, 33, 1968.

72 716. Маунт-вилъсоновская классификация
7.16. Маунт- вильсоновская классификация
солнечных пятен
Это классификация пятен в соответствии с конфигурацией
магнитного поля пятен в активной; области,, Она включает в себя три
основных класса: униполярный (ос), биполярный ((3 ) , комплексный
(у)« Классы а и (3 подразделяются на несколько подклассов:
а — пятно (группа пятен) расположено в центре АО
(кальциевого флоккула);
оф и а/ - пятно расположено соответственно в головной или
хвостовой части АО;
(3 - группа пятен фактически симметрична;
(3£>и р/ -» в группе преобладает соответственно головное и
хвостовое пятно;
ру - группа фактически биполярная, но четкой линии раздела
между северной и южной полярностями не существует;
у - распределение полярностей настолько неправильное, что
группу нельзя классифицировать как биполярную.
Группы классов (3 у и у являются наиболее вспышечно-активными.
Для дополнительной характеристики групп солнечных пятен
введены "локальные" магнитные классы, указывающие на
существование близко расположенных теней противоположных магнитных
полярностей в той или иной.части группы. •
б- конфигурация (введенная Кюнцелем) указывает на
существование теней противоположной полярности в. пределах одной
полутени в группах класса р, (3 у и у*
Конфагураичя А (предложенная Авиньон и др.) указывает на
существование двух пятен или двух рядов пятен противоположных
полярностей, причем тени с противоположными полярностями
(иногда в пределах одной и той же полутени) расположены на
расстоянии, меньшем 1 гелиографического градуса друг от друга* Пятна
обеих полярностей занимают примерно одинаковую площадь. Эта
конфигурация обозначается А ', если площади пятен различны или
на линии инверсии существует волокно На, а также если
наблюдаются оба таких признака. Конфигурации 5 и А представляют особый
интерес, поскольку они наиболее благоприятны для возникновения
вспышек о
Другим классом является конфигурация В , к которой относятся
старые униполярные пятна, со всех сторон окруженные флоккульной
областью противоположной полярности.
Во избежание недоразумений следует отметить, что в Solar
Geophysical Data для- обозначения маунт—вильеоновских классов
используются заглавные латинские буквы: А -для униполярных,
В - для биполярных, С ■- дня комплексных групп пятен и D -
— для 6 —конфигурации? соответственно АР , AF t BP и т„д.

7Л8. Данные о солнечной активности 73
AVIGNON Y., MARTRESM.-J,, PICK M. Ann. Astrophys,, 27, 23, 1964
I)E JAGER С. In The Solar System (Encyclopedia of Physics, Vol.LII), ed.
S. Flugge, 1959, p. 166.
KUNZEL H. Astron. Nachr., 285, 271, 1960.
7.17 Индексы солнечной активности
Общая солнечная активность определяется количеством и размерами
активных областей на видимом солнечном диске. Для ее
характеристики применяются следующие индексы активности:
а) Число Вольфа^ или относительное цюрихское число солнечных
пятен f определяемое по формуле R = k (f + 10 g)? где / - общее
число солнечных пятен на видимой полусфере Солнца, g - число
групп пятен, к - коэффициент, приводящий наблюдаемые величины
к стандартным цюрихским числам.
Центральное относительное число солнечных пятен Rz определяв
ется тем же •способом для центральной части солнечного диска при
г = 1/2г0.
Для корреляционных исследований используются среднемесячные
и среднегодовые значения, а также сглаженные среднемесячные
значения за 13 месяцев.
б) Общая площадь, занимаемая солнечными пятнами на видимой
полусфере (по Гринвичу).
в) Индекс кальциевых (К) флоккулов (обсерватория Мак-Мао»
Халберт) определяется исходя из площади и яркости флоккулов.
Кроме того, в качестве индекса солнечной активности
используются данные о глобальном потоке радио- и рентгеновского
излучения.
Изменения солнечной активности имеют период около 11 лет
(см. солнечный цикл )*
7.18. Данные о солнечной активности
Данные о солнечной активности регулярно публикуются целым
рядом учреждений. Наиболее значительными из этих публикаций
являются:
'.'Solar Geophysical Data", NO AA / ESS A, Boulder . Издае/гся
начиная с 1945 г. различными учреждениями и имеет различное
содержание. В настоящее время является наиболее полной и
оперативной публикацией данных о солнечной активности и связанных с
ней межпланетных и геофизических явлениях. Состоит из двух
частей: I. Оперативные сообщения (с задержкой в 1-2 месяца);
II. Полные сообщения (с задержкой в 6 месяцев), которые
содержат исчерпывающие данные об активных областях (все виды
оптических наблюдений, гелиограммы в рентгеновском и сантиметровом
диапазонах, магнитограммы и данные о вспышках), об интенсив-

74: 7.18. Данные о солнечной активности,
ности потока радиоизлучения от всего диска и радиовсплесках,
интенсивности рентгеновского излучения, о космических лучах,
солнечном ветре и потоке протонов, межпланетных магнитных и
электрических полях, ионосферных и геомагнитных возмущениях.
2. ''Солнечные данные'7, АН СССР, Ленинград. Данные
публикуются начиная с 1956 г. с задержкой приблизительно в 6 месяцев.
Содержат ежедневные карты Солнца с нанесенными на них пятнами
(с указанием напряженности поля), флоккулами, волокнами и
таблицы групп пятен, вспышек, выбросов, интенсивности
радиоизлучения, всплесков.
3. "Monthly Bulletin on Solar Phenomena" 4- Photographic Journal
of tbeSun. Osservatorio di Roma. Начиная с 1958 г, публикует
данные о солнечных пятнах (координаты, площадь, напряженность
магнитного поля) (с 1958 по 1964 г. бюллетень выходил под
названием " Circolaire Fenomeni Sblari").
4. "Quarterly Bulletin on Solar Activity", IAU, Eidgenossische
Stemwarte, Zurich. Публикуется начиная с 1917 г. (до 1938 г.
выходил под названием " Bulletin for Character Figures of Solar
Phenomena ") с задержкой приблизительно в полтора года.
Бюллетень содержит числа Вольфа и площади солнечных пятен,
синоптические карты магнитных полей, списки вспышек,
интенсивности корональных линий, интенсивности потока радиоизлучения от
всего диска, сведения о наиболее крупных событиях в
радиодиапазоне (всплески), карты активности в радиодиапазоне.
5-. " Photoheliographic Results", Royal Greenwich Observatory.
Содержит наиболее длительные и полные серии данных о солнечных
пятнах (1874-1976): координаты и площади групп солнечных
пятен и их главных пятен.
6. " Heliographische Karten der Photosphere" , Eidgenossische
Stemwarte, Zurich. Публикуется начиная с 1897 г., содержит
синоптические карты активных областей (групп пятен и фотосферные
факелы) и таблицы эволюции пятен.
7. n Cartes synoptiques de la Chromosphere Solaire et Catalogue
des Filaments et Centres d'Activite", Observatoire de Paris— M eu-
don. Публикуется начиная с 1919 г.

8
ПЯТНА И ФАКЕЛЫ
А.БРУЦЕК
8.1. Фотосферные факелы
При наблюдении в фотосферных линиях (нейтральных атомов) и в
континууме фотосферные факелы имеют вид протяженных ярких
областей. Существует непрерывный переход от ярких плотных факелов,
окружающих солнечные пятна в молодых и развитых активных
областях, к слабым рассеянным факелам в остатках активных
областей без пятен и затем к слабой фотосферной сетке. Факелы
пространственно совпадают с яркими флоккулами, наблюдаемыми в хрс—
мосферных линиях (в бальмеровских линиях водорода, линиях Call
и Hell 304д) и в линиях переходной области, а также с областями
сильных магнитных полей.
Структуру фотосферных факелов можно проследить во всех слоях
солнечной атмосферы, хотя с высотой ее элементы становятся менее
тонкоструктурными. В фотосфере они имеют размеры меньше одной
дуговой секунды, в хромосфере (в ядре линии 'Call К) - несколько
дуговых секунд, а в переходной области (в линии MgX) - около
15 000 км. Это свидетельствует о расплывании с высотой пучков
силовых линий, связанных с элементами факельно-флоккульной
структуры.
В видимой области континуума факелы лучше всего видны вблизи
солнечного лимба (фото 28). Здесь при наблюдении со средним
разрешением можно отчетливо различить факельные гранулы
диаметром 1 - 2", По всей вероятности, они представляют собой
скопления неразрешенных факельных точек. Время жизни факела (два часа),
принятое в 6 0-е годы, обычно относится именно к таким
скоплениям.
Неразрешенная структура факелов дает неисправленные
значения их контраста от центра к лимбу, и основанные на этих
значениях модели устарели.
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. Australian J. Phys., 14, 14, 1961.
MEHLTRETTER J.P. Solar Phys.,38,43, 1974.
8. 2. Факельные точки
В областях, удаленных от солнечных пятен, структура факела в
крыльях линии Call К состоит почти исключительно из ярких фа-

76 8.3. Полярные факелы
кельных точек t либо одиночных, либо объединенных в цепи и
расположенных в межгрануляционных полосах. Вблизи солнечных
пятен она состоит главным образом из кольцеобразных изгибов.
Существующие экспериментальные данные не позволяют установить,
действительно ли эти изгибы представляют собой совокупность
"точек". В дальнем крыле линии На (На + 2А) и в соседнем
континууме можно наблюдать аналогичную картину изгибов (филигрань),
которая предположительно отождествляется со структурой в линии
Call (см. фото 30).
Ширина факельных точек и изгибов близка к пределу разрешения
(^0,25 ), длина изгибов достигает ^2,5 . Контраст в крыле
линии К принимает значения от 0,26 до 0,98 (исправленные
значения .). Уярчеиие и затухание большинства точек происходит за
2-3 мин, однако наблюдать их можно в течение 5-15 мин.
Время жизни некоторых скоплений достигает ^ь 1/2 ч.
Общее положение филиграни устойчиво, однако отдельные ее
элементы за 40 мин могут расходится на расстояние порядка
диаметра гранулы со скоростью л*1,5 км/с0 Это свидетельствует о
том, что энергия гранул достаточна для перемещения изгибов, а,
следовательно, и локального магнитного поля. Такое перемещение
показывает, что изгибы филиграни связаны с более слабыми
магнитными полями, чем магнитные поля пор.
Плотность факельных точек (число точек на квадрат со
стороной 10* ) колеблется от 160 в активных областях до 6 вне их.
Если предположить, что весь магнитный поток сосредоточен в
этих образованиях, то значение среднего потока для них составит
4,4е 1017 Мкс, а значение средней напряженности магнитного поля
^2500 Гс.
DUNN R.B.,. ZIRKER J.B. Solar Phys,9 33? 281, 1973.
MEHLTRETTER J.P. Solar Phys,, 38, 43, 1974.
8.3. Полярные факелы
Полярными факелами называются отдельные факельные структуры
диаметром ъ* 3" расположенные в полярных поясах, соответствующих
67° северной и южной широты. Они наблюдаются только в период,
предшествующий минимуму солнечной активности в течение
1-2 лет и, вероятно, связаны с полярными корональдыми лучами.
Средняя продолжительность их жизни составляет 15 мин. Их можно
также наблюдать в сильных хромооферных линиях (На, Gall К).
WALDMEIERMo Z. Astrophys,,. 38, 37, 1955»
8.4, Магнитные узлы
Магнитными узлами называются концентрации сильного магнитного
поля (с напряженностью 1400 или даже 2000 Го). Они занимают

8.5. Движущиеся магнитные образования 77
небольшие области (^1000 км), в которых некоторые линии
нейтральных металлов становятся мельче и шире, что приводит к
образованию пробелов в линиях. Эти пробелы обусловлены сильным
зеемановским расщеплением и значительно более высокими
температурами в областях образования линий»
Магнитные узлы в большом количестве видны в окрестности
солнечных пятен, однако их можно также наблюдать и в сетке,
вдали от пятен. Вокруг пятен вплоть до расстояний 8 • 104 км их
плотность составляет 8-10 узлов на 100 гранул» Характерный
магнитный поток в узле составляет 8«1018 Мкс. Полный
магнитный поток в узлах, окружающих пятно, достигает 14 е 1021 Мкс
для уздов, имеющих полярность, противоположную полярности пятна,
и 7 *.1021Мкс-— для узлов той же полярности, что и пятно» Общий
поток магнитных узлов равен полному потоку типичного пятна, но
имеет противоположную полярность,, Это свидетельствует о том,
что почти весь магнитный поток от солнечных пятен возвращается
в фотосферу через магнитные узлы. Магнитные узлы связаны с
сильными нисходящими движениями в фотосфере о Продолжительность
их жизни составляет около 1 ч» Большинство магнитных узлов
расположено выше межгрануляционных областей континуума и ниже
областей эмиссии Call К232 (флоккулы и сетка).
Связь магнитных узлов с движущимися магнитными
образованиями, магнитными элементами и невидимыми пятнами не ясна.
BECKERS J.M.; SCHROTER Е.Н. Solar Phys., 4, 142, 1968.
SHEELEY N.R. Solar Phys., 1, 171, 1967.
8.5. Движущиеся магнитные образования
Под этим названием подразумевают два типа мелких ( < 2 )
движущихся магнитных элементов (или групп элементов). Один из
них связан с вытеканием магнитного потока (MFO) из солнечных
пятен, а другой - с втеканием магнитного потопа (МП) в пятна
или (в более общем случае) с движением в направлении
концентрации потока, Движущиеся магнитные преобразования (MMF) характерны
для солнечных пятен всех размеров и степеней сложности (фотоа 21)
Вытекание магнитного потока наблюдается главным образом в
распадающихся солнечных пятнах, окруженных рвом, -
кольцеобразной зоной, лишенной стационарных полей, и простирающейся на
10 000 - 20 000 км от края пятна (фото 21). Вытекающий
магнитный поток движется радиально от пятна к близлежащей магнитной
сетке с постоянной скоростью от нескольких десятых до 2,0 км/с
Эти элементы можно наблюдать в виде ярких точек на спектроге-
лиограммах в линиях CN и К 2i), тогда как в ядре линии На они
дают лишь очень слабую эмиссию* Отдельный элемент вытекающего
магнитного потока может иметь либо северную, либо южную по-

78 8.6. Пора
лярность, но б целом магнитный поток, вытекающий из пятен, имеет
ту же полярность, что и само пятно. Известно, что средняя
величина вытекающего потока составляет около 1019 Мкс, причем
отдельные значения колеблются от 6*1017 до 7*10 Мкс.
Ров с физической точки зрения представляет собой единичную
растекающуюся ячейку скорости, подобную супергрануляционной
ячейке, с солнечным пятном в центре. Вытекающий магнитный поток, по-
видимому, образуется в результате дробления магнитного жгута,
приводящего к распаду солнечного пятна.
Втекающий магнитный поток - это явление, проявляющееся в
движении магнитных образований к пятну по сходящимся траекториям.
В отличие от вытекающего магнитного потока образования,
связанные с втекающим магнитным потоком, часто (хотя и не всегда)
представляют собой поры, которые хорошо видны в белом свете.
Некоторые из них движутся прямо в тень пятна со скоростью 0,2 5 -
- 1,0 км/с.
Втекающие магнитные потоки связаны с областями возникающего
потока и с растущими пятнами. Все магнитные элементы,
движущиеся к пятну, имеют ту же полярность, что и само пятно.
FRAZIERE.N. Solar Phys., 26, 130, 1972.
HARVEY К., HARVEY J. Solar Phys., 28, 61, 1973.
VRABEC D. In Chromospheric Fine Structure, ed. R.G.Athay, IAU Symp., 56,
201, 1974.
8.6. Пора
Порами называются мелкие солнечные пятна, не имеющие полутени.
Их диаметры колеблются от 1 до 5 , а яркость составляет около
50% яркости фотосферы. Время жизни пор порядка одного дня,
причем в течение многих часов они остаются практически
неизменными. Процесс образования пор занимает примерно 45 мин, однако о
том, как он протекает, известно очень мало. Лишь небольшое число
пор развивается в пятна нормальных размеров. Связанное с порами
магнитное поле составляет >1500 Гс (см. фото 30).
Поры в основном. встречаются в группах солнечных пятен,
однако могут также наблюдаться и вдали от них. Точных данных о
распределении пор на солнечном диске мало.
Микропорами называются темные пятна, по размерам
значительно меньшие пор. Их можно увидеть лишь при самом высоком
разрешении, поэтому их свойства мало изучены. Микропоры окружены
филигранью и часто выглядят как точки межгрануляционного
пространства, в которых нет факелов. Однако крупные микропоры
определенно темнее окружающего межгрануляционного пространства и
имеют продолжительность жизни 10-20 мин. Предположительно

8,7. Солнечное пятно 79
их можно отождествить с магнитными узлами. Данные измерений
магнитных полей в микропорах отсутствуют.
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. Sunspots, Chapman and Hall, London, 1964,
p. 69. [Имеется перевод: Брей Р«, Лоухед P, Солнечные пятна, —
ML: Мир, 1967, с. 100.]
DUNN R.B., ZIRKER J.B. Solar Phys., 33, 281,1973.
MEHLTRETTER J.P. Solar Phys., 38, 43, 1974.
8Л, Солнечное пятно
Солнечные пятна выглядят как области фотосферы с пониженными
температурой, излучением и газовым давлением и представляют
собой концентрации магнитного потока с напряженностью поля
2000-4000 Гс. Они состоят из одного или нескольких темных
ядер (теней), окруженных менее темной полутенью, Пятна имеют
диаметр > 10" (до ^ 1 ). Отдельные пятна растут со скоростью
до ъ 100 миллионных долей площади солнечной полусферы (м.д.п.)
в день, скорость распада долгоживущих пятен правильной формы
постоянна й составляет 6 м.д.п. в день. Солнечные пятна
объединяются в группы, в каждую из которых может входить до нескольких
десятков отдельных пятен той или другой магнитной полярности,
образующих биполярные или мультиполярные системы. Магнитный
поток большого пятна ^ъ 10 Мкс, магнитный поток большой
группы пятен ^5-1022 Мкс (фото 29).
Газовое давление в пятнах значительно понижено, так как
давление газа в окружающей фотосфере уравновешивается суммой
газового и магнитного давлений в пятне. Пониженная температура пятна
обусловлена сильным магнитным полем, однако единого мнения об
эффективном механизме этого явления пока не существует. В
соответствии с исходной теорией Бирмана (которая затем была
развита в работах ряда других авторов) конвективный перенос энергии
в областях, расположенных под фотосферой, уменьшается
(подавляется) за счет сильного магнитного поля; таким образом, в видимом
пятне возникает дефицит лучистой энергии, достигающий в большой
группе пятен 4»1029 эрг/с. Но в таком случае возникает
проблема дефицита потока, т.е. вопрос о том, что происходит с
недостающим в пятне потоком излучения и где он проявляется. Одним из
объяснений может быть перераспределение этого потока в
обширной области вокруг пятна. G другой стороны, Паркер недавно
высказал предположение о том, что солнечное пятно представляет собой
область значительно усиленного потока механической энергии, так
как магнитное поле преобразует по крайней мере три четверти
теплового потока в МГД»волны, которые быстро распространяются в
пятне вдоль поля без диссипации.
I

80 8£. Тень солнечного пятна
BRAY RJ., LOUGHEAD^R.E. Sunspots* Chapman and Hall, London, 1964
[Имеется перевод: БРЕЙ P., ЛОУХЕД P. Солнечные пятна.- М.: Мир, 1967.]
PARKER E.N. Solar Phys., 36, 249, 1974.
WILSON P.R. Solar Phys., 27, 354, 363, 1972.
8.8. Тень солнечного пятна
Тенью называется темное ядро солнечного пятна, занимающее в
среднем 0,17 общей площади пятна. Яркость тени составляет
всего 5 » 15% яркости фотосферы в видимом свете в зависимости от
длины волны (возрастая от фиолетовой к красной области спектра),
но не зависит от размеров тени. Эффективная температура тени
составляет Те = 3700 К, ее спектральный класс КЗ - К5.
В последние годы в тени крупных пятен обнаружена
значительная активность (тонкая структура, движения); см. точки в пени,
колебания в тени, вспышки в тени.
EKMANN С, MALTBY P. Solar Phys., -35, 317, 1974
MATTTG W. Solar Phys., 18, 434, 1971;
WOHL H.5. W1TIMANN A.,. SCHROTER E.H. Solar Phys., 13, 104, 1970.
8o9o Точки в тени
Точками в тени называются очень маленькие яркие точки,
наблюдаемые в непрерывном излучении в тени солнечных пятен, имеющие
расчетную глубину около 100 км и движущиеся вверх. Их
истинный диаметр составляет 150-200 км, продолжительность жизни
1500 с, а расчетная температура 6300 К. Магнитное поле в этих
точках, по-видимому, резко ослаблено или даже имеет обратное
направление* Возможно, что джоулев нагрев, связанный с такими
неоднородноетями магнитного поля, и является причиной
образования точек» Обычно в тени среднего по размеру пятна
одновременно насчитывается около 20 точек. Никаких указаний на связь
между положением точек в тени и волокон в полутени пятна не
обнаружено. Грануляцией в тени солнечного пятна называют
изображение точек, полученное с низким разрешением.
BECKERS J.M.,. SCHROTER E.H. Solar Phys., 4, 303, 1968.
KNEER F. Solar Phys., 2B, 361, 1973.
KRAT V.A., KARPINSKY V.N., PRAVDJUK L.M. Solar Phys.,. 26, 305, 1972.
8.10- ■ Вспышки в тени
Вспышки в тени - это быстро изменяющиеся яркие неоднородности,
наблюдаемые в линиях Н и К и в инфракрасном триплете
ионизированного кальция. Для них характерны быстрое нарастание и
медленный спад яркости в течение времени жизни, обычно
составляющего 50 с. Эти вспышки имеют тенденцию к повторению с
периодом 145 с. Они обнаруживают доплеровское смещение ^-6 км/с

8.12. Световые мосты 81
11 движутся по направлению к полутени со скоростью ^40 км/с.
Процесс, возбуждающий вспышки, по-видимому, имеет вертикальную
ОКОООСТЬ ъ 90 км/с. Диаметр вспышек составляет -^2000 км,
а наблюдаемая напряженность магнитного поля 2000 Гс (б линии К).
Однако известен случай, когда в такой вспышке наблюдалось зе-
пмановское расщепление в линии К , соответствующее
напряженности поля 5500 Гс. Неизвестно, есть ли связь между
вспышками и точками в тени пятен. Существует предположение, что
вспышки генерируются магнитозвуковыми волнами, образующимися в бс—
шю низких слоях тени.
Иногда вспышки в тени можно наблюдать в линии На, однако
они имеют более диффузный характер, чем в линиях Н и К . Более
того, если вспышки, наблюдаемые в линии К , являются
результатом действительного усиления эмиссии./в линии, то вспышки в
линии На > как свидетельствуют некоторые данные, обусловлены
главным образом доплеровским смещением контура линии
поглощения в На под действием хромосферных колебаний в тени.
IIUCKERS J.M., TALLANTP.E. SolarPhys., 7, 351, 1969.
MOORE R.L., TANG F. Solar Phys., 41, 81, 1975.
1). П. Колебания в тени
\\ тени солнечных пятен в фотосфере можно наблюдать
вертикальные колебания скорости с периодом 165+20 с и характерной
амплитудой 0,2 км/с (колебанил в тени). В хромооферной тени
(в линии На) период колебаний, по-видимому, несколько короче,
а амплитуда скорости заключена в пределах от 1 до 6 км/с.
Горизонтальные размеры колеблющегося элемента составляют от
нескольких сотен до 2000 км. Продолжительность колебаний
достиг/ют 8 циклов и более. Эти колебания можно объяснить существо-
иш-шем стоячих волн либо в сверхустойчивом слое, либо в
резонансной полости между этим слоем и переходной областью от
хромосферы к короне.
BECKERS J.M., SCHULTZ R.B. Solar Phys., 27, 61, 1972.
GIOVANELLI R.G. Solar Phys., 27, 71, 1972.
It. 12. Световые мосты
Световыми мостами называются яркие языки или полоски,
проникающие в тень солнечного пятна или пересекающие ее. Их яркость
колеблется от нормальной яркости фотосферы до яркости факелов.
Иногда световые мосты отчетливо разрешаются на один или два
ряда ярких зерен или гранул, состоящих, по-видимому, из
факельного вещества. Связь световых мостов с факелами подтверждается
И тем, что наиболее отчетливо они видны в пятнах вблизи
солнечного лимба.
6-353

82 8 S3. Полутень
Световые мосты развиваются медленно и имеют
продолжительность жизни, составляющую несколько суток. В отдельных случаях
они существуют в течение всего периода жизни пятна. Появление
светового моста на поздних стадиях развития пятна часто является
признаком его предстоящего деления или окончательного распада.
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. Sunspots, Chapman and Hall, London 1964.
[Имеется перевод: БрейР.,Лоухед Р,, Солнечные пятна, и М«:'Мир« 1967,]
VAZQUEZ M. Solar Phys., 31, 377, 1973.
8. 13. Полутень
полутенью называется внешняя, более светлая часть солнечного
пятна. При наблюдении с низким разрешением она кажется
состоящей из ярких и темных волокон полутени, и лишь на фотоснимках
с высоким разрешением видно, что ее составляют яркие зерна,
которые в основном имеют вытянутую форму, образуя узкие, яркие4
волокна на более темном фоне. Яркие зерна полутени обычно
представляют собой вытянутые образования длиной от 0,5" до 2,0"
и шириной ?< 0,5 . Яркие волокна расположены друг от друга на
расстоянии от 0,5" до 1,0 и в пятне правильной формы
сохраняют радиальное направление (см. фото 29).
Зерна образуются во всей полутени и движутся по
направлению к тени пятна с горизонтальной скоростью, достигающей
максимума на границе тени ( v ^ 0,5 км/с). Продолжительность
шах
жизни зерен заключена в пределах от 40 мин до > 3 ч и зави- о
сит от места их образования. Средняя яркость зерен на Л 5280 А
составляет 0,95 яркости фотосферы, а яркость темного фона
-0,6. Температура во внешних частях полутени для оптической
глубины, равной единице, составляет соответственно 6310 К и
5715 К.
Зерна покрывают 43% площади полутени. Средняя яркость
полутени (усредненная по ярким и темным элементам или
измеренная в неразрешенной полутени) составляет^,64 яркости
фотосферы на Л 3870 А , 0,725 - на Л 5100 А и возрастает до 0,936
на Л 3,8 мкм (см. также эффект Эвершеда).
MALTBY P. Solar Phys., 26, 76, 1972.
MULLER R. Solar Phys., 29, 55 32, 409, 1973.
WOHL H., WITTMANN A., SCHROTER E.H. Solar Phys., 13, 104, 1970.
8.14. Волны в полутени
В полутени солнечных пятен правильной формы можно наблюдать
бегущие волны, образующиеся внутри тени в непосредственной
близости от ее границы и распространяющиеся наружу со скоростью
^ 20 км/с. В линии На они видны как элементы, выделяющиеся
и по яркости, и по скорости. Амплитуда скорости этих волн состав-
'■ .

■
8.16. Эффект Вильсона 83
ляет ^ 1 км/с, а наблюдаемый период - от 210 до 270 с.
Поскольку волны и вспышки в полутени не имеют регулярной фазовой
связи, их можно считать физически независимыми явлениями. Волны
в полутени интерпретируют либо как звуковые волны, либо как
/шызеновские волны, распространяющиеся вдоль магнитного поля
пятна, либо как магнитозвуковые волны.
На границе тени можно также наблюдать появление диффузных,
подобных облакам темных "клубов дыма", имеющих те же период
и скорость, что и волны в полутени. Эти ''клубы", по-видимому,
накладываются на волны полутени, которые лишь слабо прогляды-
шнот сквозь них. Волокнистая структура полутени в этих "клубах''
также видна хуже или совсем не видна. Таким образом, темные
"клубы дыма" можно интерпретировать как поглощающие облака,
расположенные в хромосфере выше, чем волны полутени.
(ilOVANELLI R.G. Solar Phys.,. 27, 71, 1972.
MOORE R.L., TANG F. Solar Phys., 41, 81, 1975.
NYEA.H., THOMAS J.H. Solar Phys., 38, 399, 1974.
ZIRIN H., STEIN A. Astrophys. J., 178, L85, 1972.
11.15. Эффект Эвершеда
Эффектом Эвершеда называется доплеровское смещение, наблюда-
омое в спектре полутени солнечных пятен вблизи солнечного
лимба» Этот эффект обусловлен радиальными движениями вещества
почти параллельно солнечной поверхности. Движения направлены
йаружу в фотосфере по наблюдениям в слабых линиях (собственно
:х[)фект Эвершеда) и к тени пятна в хромосфере по наблюдениям
D сильных линиях (обратный эффект Эвершеда, см. фибриллы).
Измерения с низким разрешением, когда яркие и темные элементы
полутени 'Остаются неразрешенными, дают среднюю скорость
Эвершеда в фотосфере <ъ 2 км/с. Однако спектры, полученные с высоким раз—
рошением, показывают, что лишь в темных областях полутени
происходит быстрое вытекание вещества со скоростью v л^б км/с,
тогда как в ярких зернах обнаруживается медленное втекание
иощества.
AimUSAMATOV H.L, KRAT V.A. Solar Phys., 14, 132, 1970.
В.16* Эффект Вильсона
И солнечных пятнах, расположенных вблизи солнечного лимба,
видимая ширина полутени на удаленной от лимба стороне меньше, чем
на стороне, обращенной к лимбу, причем отношение этих размеров
уменьшается с приближением к лимбу {эффект Вильсона). Этот
ф()ект можно объяснить с помощью моделей пятна, в которых уро-
понь т ^ 1 в тени лежит примерно на 700 км ниже
соответствующего уровня в окружающей фотосфере. Увеличение глубины ви-

84 8.16. Эффект Вильсона
димых слоев в тени пятна может быть обусловлено либо снижением
непрозрачности либо действительным геометрическим понижением
уровня с т <ъ I.
BRAY R.J., LOUGHEAD R.E. Sunspots, Chapman and Hall, London. 1964,
p. 93ff. [Имеется перевод: БрейР«, Лоухед Р« Солнечные пятна, —
М.■: Мир, 1967, a 130J1
MATTIG W. Solar Phys., 8, 291, 1969.
WILSON P.R. Solar Phys.,. 5» 338, 1968.
WILSON P.R., CANNON C.J. Solar Phys., 4, 3, 1968.

ВСПЫШКИ И СВЯЗАННЫЕ С НИМИ ЯВЛЕНИЯ
X. В. ДОДСОН-ПРИНС ," А.БРУЦЕК
!). I. Солнечная вспышка
Солнечная вспышка представляет собой реакцию солнечной
атмосферы (главным образом хромосферы и короны) на внезапный
быстрый процесс выделения энергии (по всей вероятности, магнитного
происхождения), который приводит прежде всего к
локализованному временному нагреву (тепловая вспышка), а также к ускорению
электронов, протонов и тяжелых ионов (вспышка с выбросом
частиц, или высокоэнергичная вспышка). При этом температура в
хромосфере достигает ^10 К (хромосферная, или
низкотемпературная, вспышка), а в короне ^107 К (высокотемпературная
вспышка). Энергии регистрируемых частиц составляют от 20 кэВ до
<& 1 ГэВ. Полная энергия, выделяющаяся во время наиболее
сильных вспышек, равна ^1О32 Эрг,
Вспышка генерирует кратковременное электромагнитное
излучение в широком диапазоне длин волн от жесткого
рентгеновского излучения (А ^10~9 см), а в очень редких случаях от гамма-
излучения (А^2 • 10~ см) до километровых радиоволн (106 см).
По своей природе излучение вспышки преимущественно тепловое.
Лишь на очень коротких волнах (жесткое рентгеновское излучение,
А<1 а) ив диапазоне очень длинных волн (радиоизлучение)
наблюдаются нетепловые импульсные кратковременные всплески
излучения, генерированные энергичными частицами (нетепловое тормозное
излучение, синхротронное излучение и т.д.) или ударными волнами*
В различных областях солнечной атмосферы образуются
различные типы излучения называющиеся соответственно вспышками
в Нос у рентгеновскими вспышками, радиовспышками и т.дв
Вспышки тесно связаны с активными областями и происходят в
основном в молодых или развитых активных областях. Сильные
вспышки наблюдаются преимущественно в областях с большими
пятнами, сложной магнитной конфигурацией и большими
градиентами магнитного поля. Однако часть вспышек (7% больших вспышек)
происходит между активными областями или в старых активных
областях с остатками флоккулов, в которых нет или почти нет
пятен. Такие вспышки часто связаны с исчезновением спокойного
волокна.

86 9Я. Тепловая вспышка
SMITH H.J., SMITH E.V.P. Solar Flares, MacMillan, New York, 1963.
SVESTKA Z. Solar Flares,_D.Reidel Publ. Co., Dordrecht, 1976.
ZIRIN H. Vistas Astron., 16, 1, 1974.
9o2o Тепловая вспышка
Тепловая вспышка лучше всего видна и наиболее хорошо изучена в
водородной линии На , а в последние годы также и в мягком
рентгеновском излучении (хотя и в меньшей степени). Вспышки в На
и рентгеновские вспышки представляют собой результат
соответственно низко- и высокотемпературных солнечных вспышек. Они
имеют целый ряд общих характеристик, так что во многих
отношениях термин "вспышка в На " можно использовать для
обозначения тепловой или оптической вспышки вообще.
Продолжительность вспышки в оптической области спектра
может составлять от нескольких минут до нескольких часов.
Почти во всех вспышках возрастание интенсивности излучения в. На
до максимума происходит быстрее, чем последующий спад.
Продолжительность этого возрастания интенсивности до максимума
может составлять всего несколько минут, а может достигать
одного часа в так называемых "медленных" вспышках.
Для большинства вспышек и субвспышек максимальная
интенсивность в линии На меньше, чем интенсивность в локальной
области непрерывного спектра, однако для самых ярких вспышек
излучение в На может быть примерно в 2 раза ярче излучения в
континууме. В некоторых вспышках бальмеровские и другие
сильные хромосферные линии бывают очень широкими, до 10 А (фото
31). Контур линии На обычно асимметричен, т.е. одно крыло
выглядит более широким или более интенсивным по сравнению с
другим (возможно и сочетание этих признаков асимметрии). Чаще
всего, особенно во время флаш-фазы, наблюдается красная
асимметрия, т,е, преобладание излучения с большей, чем в центре
линии На, длиной волны. Удовлетворительного объяснения
асимметрии линии пока не существует.
Площадь вспышек в На. может быть самой различной: от
часто наблюдающихся очень маленьких уярчений площадью всего в
несколько миллионных долей полусферы до редко происходящих
вспышек больших размеров, охватывающих площадь более 1200
миллионных долей полусферы. Площадь вспышки лежит в основе
простой системы классификации по "баллам", дающей
представление об общей величине события в На «,
Частота появления вспышек меняется" в широких пределах в
зависимости от фазы солнечного цикла. В табл. 9.1 показано число
вспышек балла > 1 за год для 20-го цикла солнечной активности.
Следует заметить, что даже на спаде 11—летнего цикла бывают

93. Площадь вспышки 87
Таблица 9Л
Число вспышек балла >1 за год для 20-го цикла
солнечной активности (1964 — 1974 гг.)
Год
1%4
1965
L966
1967
1!)68
11)69
1970
1971
1972
1973
1974
Число
вспышек
балла 1
11
82
240
458
518
567
585
176
218
128
150
Число
вспышек
балла>2
2
6
50
63 .
51
64
52
13
. 17
13
13
Общее
число
вспышек
13а
88а
290а
521а
569Ь
631Ь
637Ь
189Ь
235Ь .
141Ь
163Ь
Среднегодовые
цюрихские числа
солнечных пятен
10,2
15,1
47,0
93,8
105,9
105,5
104,5
66,2
68,9
38,0
34,5
аДанные H3"Quarterly Bulletin on Solar Activity','пересчитанные на основе
данщлх о длительности патруля вспышек (см. Reports UAG-2?19, WDC-A).
Ь Данные ИЗ "Quarterly Bulletin on Solar Activity".
iтриоды обилия вспышек, совпадающие с прохождением изредка
наблюдающихся и в это время крупных центров активности.
Субвспышки (площадь < 1ОО м.д.п.) наблюдаются примерно в 10 раз
чаще, чем вспышки балла >1. Небольшие субвспышки
достаточно часто наблюдаются везде, где есть центр активности, даже в
годы минимума солнечной активности и при отсутствии вспышек
балла > 1.
9.3.
Площадь вспышки
вспышки определяется как площадь всех участков
хромосферы, уярчающихся в На . Она не ограничивается площадью
участка, достигшего какого-то определенного значения яркости. При
определении балла вспышки ее площадь измеряется в момент
максимальной яркости, а не в момент максимальной площади, которая
часто достигается позже. Площадь вспышки выражается либо в
миллионных долях солнечной полусферы (1ОО м.д.п. = 3,04 ^1О8 км2
солнечной поверхности), либо в квадратных гелиографических
градусах в центре солнечного диска (1 квадратный градус = 1,48 х
х 1О8 км2 ). Это исправленная площадь,.которая выводится из
измеренной или видимой (наблюдаемой) площади с помощью
поправочного коэффициента (пропорционального секансу угла между лу-

88 9.4. Балл вспышки
чом зрения и перпендикуляром к поверхности), учитывающего
перспективное сокращение. Однако для вспышек, расположенных
далее 65° от центра диска, эта поправка не годится, поскольку
вспышки имеют некоторую протяженность по высоте (см. лимбов ал
вспышка). На видимую (наблюдаемую) площадь вспышки сильно
влияют условия наблюдения (качество изображения, обусловленное
состоянием атмосферы, время экспонирования); в особенности это
относится к мелкомасштабным фотографиям, которые используются
в патруле вспышек. Поэтому значения площади одной и той же
вспышки по данным разных обсерваторий могут значительно
различаться.
9.4- Балл (класс) вспышки
Балл (класс) вспышки— это оценка величины вспышки в На в момент
максимальной яркости. Площадь и яркость вспышки оцениваются
отдельно. По площади все вспышки подразделяются на пять групп
следующим образом:
^ _ Площадь, квадратные
Балл Площадь, м.д.п. .' ^
^ м ' м градусы
S
1
2
3
4
< 100
100-250
250-600
600-1200
> 1200
<2,0
2,1-5,1
5,2-12,4
12,5-24,7.
> 24,7
Яркость обозначается буквами F, N и В7 что соответственно
означает: слабая, нормальная и яркая вспышка, однако
количественной оценки яркости, которая соответствовала бы этим буквам,
нет. Сочетание индекса площади с индексом яркости дает двойной
балл или класс вспышки, например 17V, 2F} SB и т.д.
Вспышки балла S называются субвспышками, а вспышки
балла > 2 - большими вспышками.
До 1 января 1966 г. использовались только три балла
вспышек: 1; 2 и 3. Субвспышки обозначались как 1-, а наиболее
крупные вспышки (теперь класс 4) - как 3+. Кроме того,
дополнительно использовались знаки + и - для характеристики вспышек
соответственно с аномально высокой и низкой яркостью в Нос.
9,5, Обобщенный индекс вспышки
Обобщенный индекс вспышки , учитывающий ее ионизующее, На
и радиоизлучение, был введен Додсон и Хедеман в качестве экс-

9.6. Флат-фаза 89
периментальной попытки оценить электромагнитное излучение ком-»
плексных вспышечных явлений 0 Он определяется по формуле
(СИ) = 4 + -Я + С + 0+-Я,
где
А - величина ионизующего излучения по шкале 1 - 3,
определяется по величине связанного с ним внезапного
ионосферного возмущения;
В - балл вспышки в На по шкале 1-3 (цифрой 3
обозначаются вспышки балла 3 и 4);
С - логарифм потока радиоизлучения на А = 10 см в единицах
1О~22 Вт/м2* Гц ;
J) - эффекты в динамическом спектре радиоизлучения: всплеск II
типа ~ 1, континуум - 2, всплеск IV типа - 3;
]? - логарифм потока радиоизлучения на частоте 200 МГц в тех
же единицах, что и С.
Последовательность этих пяти компонентов составляет
примерный профиль излучения вспышки от коротких до длинных волн.
Величина индекса изменяется в пределах от О до 17, причем
значения > 10 соответствуют вспышкам с необычно сильным
электромагнитным излучением. Этот индекс полезен главным образом при
характеристике особенно значительных сложных вспышек и был
специально рассчитан для наиболее мощных вспышек 19 55 -19 6 9гг.
и 1970-1974гг.
DODSON H.W., HEDEMAN E.R. WDC-A Report UAG-14, L971.
DODSON H,W., HEDEMAN E.R. WDC-A Report UAG-52, 1975.
9o6e Флаш-фаза
Флаш-фазой вспышки называется период быстрого уярчения и
роста площади вспышки до максимума (фото 32)0 Продолжительность
этого периода составляет от нескольких минут до 15 мин. Вспышка
может начинаться непосредственно с флаш«=фазы, или ей может
предшествовать некоторое медленное уярчение, называемое
предварительным нагревом, или преде спышкой* Вспышки с низкой
максимальной яркостью обычно не имеют флаш«фазы0 Во флаш-фазе
часто наблюдается взрывная f тля импульсная фаза, т.е. внезапное
быстрое возрастание яркости (в течение -^1 мин) на небольшом
участке вспышки (импульсная вспышка), которое иногда
сопровождается быстрым расширением этого участкае Обычно "энергичные"
вспышечные процессы (импульсные микроволновые всплески и
всплески жесткого рентгеновского излучения) совпадают с импульсной
фазой в оптической области спектра, Вспышечные ядра, вероятно,
совпадают с импульсными вспышками или составляют часть их.
Взрывная вспышка, по—видимому, является источником вспышечных
спрэев и волн Моретона.

90 9.7. Вспышечные ядра
9о7о Вспышечные ядра
Вспышечные ядра- это небольшие, быстро уярчающиеся
вспышечные области вблизи линии инверсии магнитного поля и по обе
стороны от нее. Они отличаются исключительно высокой яркостью в
На (с очень широким контуром линии) и в других оптических
эмиссионных линиях (например, в линиях гелия и металлов), а также в
мягком рентгеновском излучении ( рентгеновские ядра ), Иногда
их называют также горячими ядрами л. Со вспышечными ядрами,
по-видимому, совпадают узлы в белых вспышках. Установлено
также, что вспышечные ядра являются источниками импульсных
всплесков жесткого рентгеновского излучения, указывающих на
ускорение частиц в этих областях.
VORPAHL J. Solar Phys., 26, 397, 1972. f
9о8 Флоккульная вспышка
Термин флоккульная вспышка был предложен МакКенна-Лоу-
лор (1968) для обозначения еще одного вида вспышки -
импульсного уярчения хромосферной сетки. Такие вспышки ''сохраняют
свое положение по отношению к другим элементам флоккула в
течение всего периода активности''. Тандберг-Ханссен предложил
использовать тот же термин для обозначения другого типа вспышки
- "дополнительного уярчения существовавшего ранее флоккула".
По-видимому, к этому же типу вспышек относятся введенные Зи-
риным (1974) термины "вспышка in situ" или "ограниченная
вспышка". Возможно также, что эти термины используются для
противопоставления явлениям, характеризующимся как "вспышки,
связанные с протуберанцами".
MCKENNA-LAWLOR S.MJ\ Astrophys, J., 153, 367, 1968.
9о9о Двухленточная вспышка
Часто вспышка развивается в виде пары ярких нитей по обе
стороны от главной линии инверсии магнитного поля активной
области. Такая вспышка называется двухленточной или двухниточной.
Волокно, расположенное на линии инверсии, с началом вспышки
обычно исчезает (фото 32). Однако в активных областях с
пятнами двухленточная вспышка может наблюдаться и при отсутствии
волокна вообще. Это относится, например, к вспышкам в
конфигурации А ,ПРИ которой ленты вспышки покрывают две близко
расположенные цепочки пятен противоположной полярности.
Две нити вспышки могут расходиться со скоростью 2-10 км/с
и часто бывают соединены яркими или темными петлями (вспышеч—
ные петли), образующими тоннель или аркаду.
Вспышки в конфигурации А являются мощными вспышками, со-

9.11. Гомологические вспышки 91
провождающимися ускорением частиц до высоких энергий
(протонные вспышки).
AVIGNON Т., MARTRES M.J., PICK М. Ann. As trophy s., 27, 23, 1963.
9о10о Вспышки, связанные с волокнами
Исчезновение (подъем или выброс) волокна в группе пятен или
вблизи нее иногда сопровождается уярчением двухленточной
вспышки (фото 33). Некоторые наиболее крупные и мощные из
зарегистрированных вспышек относятся именно к таким, связанным с
протуберанцами вспышкам. Иногда при исчезновении спокойного
волокна, расположенного за пределами активной области с пятнами
(внезапное исчезновение *- dispariticm brusque ), на его прежнем
месте можно наблюдать вспышечные явления в хромосфере - от
цепочки умеренно ярких узлов по одну или обе стороны канала
волокна ( вспышкообразное уярчение) до больших вспышек двухлен—
точного типа ( вспышки, связанные с протуберанцами).
Обычно большие вспышки} связанные с волокнами в областях с
маленькими пятнами или вообще без пятен, развиваются
сравнительно медленно ("медленные" вспышки), они достигают максимальной
яркости за 30-60 мин и продолжаются в течение нескольких
часов. Площади этих вспышек могут быть большими, но их
максимальная яркость обычно сравнительно невелика (фото 34). Связанное
с ними рентгеновское и микроволновое излучение характеризуется,
подобно излучению в линии Нос, постепенным нарастанием и
спадом. Обычно вспышки этого типа не сопровождаются потоками
энергичных частиц и геомагнитными бурями, однако известен и
целый ряд исключений из этого правила.
Хайдер вновь вернулся к предположению Вальдмайера о том,
что уярчение вспышки происходит вследствие соударения вещества
эруптивного протуберанца (волокна) при возвращении его в
хромосферу ( механизм Хайдера, или механизм выпадения - соударения )„
DODSON H.W., HEDEMAN E.R. Solar Phys., 13, 401, 1970.
KYDER С. Solar Phys., 2, 49 and 267, 1967.
ZIRIN H. Vistas Astron., 16, 1, 1974.
9.lie Гомологические вспышки
Иногда в одном и том же месте в активной области наблюдается
ряд последовательных вспышек, исключительно сходных по своей
структуре и развитию. Такие серии повторяющихся, почти
идентичных вспышек называются гомологическими вспышками . Обнаружена
также гомологичность и в форме последовательных радиовсплесков.
Как предполагается, существование гомологических вспышек ука-

92 912. Лимбовые вспышки
зывает на то, что основные условия, приводящие к возникновению
вспышки, сохраняются на протяжении целой серии вспышек, т.е.
не изменяются и не уничтожаются в процессе одной даже самой
крупной вспышки.
ELLISON M.A., MCKENNA S.M9P,9 REID JeAe Dunsink Obs. Pube, 19 3, 1960.
FOKKER A.D. Solar Phys,, 2, 316, 1967.
ZIRIN H. Vistas Astrone, 16, ls 1974,
9Л2О Лимбовые вспышки
Вспышка в На простирается в корону до высот > 10 000 км
и поэтому может быть видна на солнечном лимбе или даже
немного за ним как лимбов ал вспышка . Верхняя часть вспышки,
которая обычно имеет вид яркого конуса или "холма", отличается по
своим физическим свойствам от ее нижней части, наблюдаемой на
солнечном диске: электронная концентрация в верхней части на
порядок величины ниже, а электронная температура в два раза
выше, чем в нижней, пе «slO11 - 1012 см"3, Те ** 15 000 К
(бальмеровские линии). Иногда с первого взгляда трудно
определить, является ли образование, наблюдаемое на лимбе, вспышкой
или ярким активным протуберанцем, связанным со вспышкой.
Удобным критерием дифференциации может служить их развитие и
характер движенийо В то время как вспышка, если не считать ее
расширения, представляет собой довольно статичное явление,
активный протуберанец обнаруживает быстрые крупномасштабные
движения. Однако существуют и явления, промежуточные по типу
между вспышкой и активным протуберанцем, например начальная
стадия развития системы петельных протуберанцев или вспышечного
спрэя. Другие критерии дифференциации основаны на спектральных
характеристиках (фото 35).
9о13о Явления, связанные со вспышкой
Этим термином обозначается целый ряд наблюдаемых оптически
хромосферных и корона ль ных явлений, различным образом
связанных с возникновением вспышки, а именно;
1е Активизация волокна (смэ протуберанцы). Существует три
типа активации волокна, связанного со вспышкой:
а) предвспышечнал активизация волокна начинается за
несколько минут или несколько десятков минут до вспышки и кончается с
исчезновением волокна в момент начала вспышкив Хромосфврная
вспышка или рентгеновское (корональное) уярчение (или оба этих
явления) развиваются вдоль канала волокна. Эта предвспышечная
активизация считается результатом (и признаком) предвспышеч—

9.15. Белая вспышка 93
ных изменений в окружающем магнитном поле, служащих
источником энергии вспышки (фото 33);
б) волокна в окрестности вспышек активизируются и часто
разрываются во время флаш-фазы или максимальной фазы0
Активизация такого типа может быть обусловлена изменениями магнитного
поля, сопровождающими вспышку, или создаваемой ею ударной
волной (фото 33);
в) волокна, удаленные от вспышки, начинают колебаться (см.
колеблющиеся волокна) при прохождении волнового возмущения
(см. волны Моретона), создаваемого вспышкой.
2 Вспышечные выбросы 9 к которым относятся сёрджи , спрэи,
быстрые выбросы (съА*промуберанцы)аОпи представляют собой
выбросы вещества вспышки во время флаш-фазы или максимальной
фазы.
З.Послевспытечные петли, которые развиваются из мощных вспы«*.
шек в период их максимума. Они хорошо видны в хромосферных
и корональных линиях (в оптическом, крайнем ультрафиолетовом и
рентгеновском диапазонах).
4. Некоторые виды корональных транзиентов (см. корона).
5. Волны Моретонав
BRUZEK A. In Coronal Disturbances, ed, G.Newkirk, IAU Sympe, 57, 323,1974.
9oI4o Волиы Моретона
Волна Моретона - это волновое возмущение, называемое также
вспышечной взрывной волной или вспышечной волной,Т которое
генерируется сильными вспышками, вероятно, во время взрывной фазы
и распространяется горизонтально в секторе ^.90° с
характерной скоростью 1000 км/св Оно проявляется;
а) в виде яркого или темного фронта (или их совокупности),
движущегося в хромосфере от вспышки и представляющего собой
последовательное опускание хромосферных элементов вдоль фронта,
вызываемое прохождением корональной волны сжатия (модель "под-
метающией юбки"), с последующим возвращением хромосферы в
первоначальное состояние (движение хромосферы вниз - вверх)
(фото 36)8
б) в виде колебательных движений ("мигания") удаленных
волокон, возбуждаемых прохождением корональной волны.
SMITH S.F,9 HARVEY KJLe In Physics of the Solar Corona, e<le C, Macris9
Reidei, Dordrecht., 197l? рД56«,
UCHIDA Y., ALTSCHULER МЛ30, NEWKIRK G j. Solar Phys., 28, 495, 1973.
9ol5o Белая вспышка
В редких случаях небольшие части вспышки можно наблюдать в
белом свете в течение приблизительно 10 мин во время флаш~

94 9.16. Рентгеновская вспышка
фазы; их спектр смещен в синюю область. Белые вспышки
наблюдаемые в центре солнечного диска, состоят из одной или двух
ярких точек или небольших областей, расположенных на равном
расстоянии от линии инверсии магнитного поля вблизи или внутри
полутени пятен противоположной магнитной полярности. Они
представляют собой сопряженные точки петли магнитного поля,
проходящей через область вспышки. Максимальная яркость белой
вспышки на *ь50% выше яркости фотосферы. Полная энергия,
излучаемая в континууме, составляет ^1О30 эрг (фото 37).
Очень близкая связь по времени между белой вспышкой и*л£ест-
кими рентгеновскими и микроволновыми всплесками показывает,
что ее происхождение обусловлено ускоренными частицами.
Предполагается, что потоки энергичных электронов и протонов,
бомбардирующих нижние слои солнечной атмосферы, создают
непрерывное излучение.
Белые вспышки вблизи солнечного лимба больше по размерам
и имеют вид яркого факела. Здесь усиление непрерывного
излучения может быть обусловлено образованием отрицательных ионов
водорода (при пе> 1015 см"3 ).
MCINTOSH P.S., DONNELLY R.F. Solar Phys.,_23, 444, 1972.
RUST D.M., HEGWER F. Solar Phys., 40, 141, 1975.
SVESTKA Z. Solar Phys.,13, 471, 1970.
9с16б Рентгеновская вспышка
Под. влиянием вспышки корональные области испускают мягкое
рентгеновское излучение ( А> 1 А). Его спектр состоит из
континуума (теплового тормозного излучения и рекомбинационного
континуума) и эмиссионных линий сильно ионизованных атомов.
Температура источника достигает Те = 4 • 1О7 К, а мера
эмиссии 1О48 — 1О49 см~3. Электронную концентрацию по
рентгеновским измерениям оценить трудно, но оптические наблюдения дают
величину пе <& Ю9 —<1О11 см~3. Фотоснимки вспышек, в мягком
рентгеновском, излучении с хорошим разрешением были получены
при помощи рентгеновских телескопов косого падения,
установленных на борту спутника ОСО-7 и космической станции "Скайлэб".
На них можно видеть рентгеновскую вспышку с ярким вспышечным
ядром, находящимся на линии инверсии магнитного поля и
окруженным областью более слабого диффузного излучения. Ядро
вспышки состоит из сложных систем петель и ярких узлов. На стадии
затухания вспышки системы петель образуются на
последовательно все более возрастающих высотах, что в конечном счете
приводит к образованию больших петель, наблюдаемых в послевспышеч-
ной фазе.
Пространственно неразрешенное временное усиление рентгеновско-
■

9.17. Жесткая рентгеновская вспышка 95
го излучения носит название рентгеновского всплеска. Регулярные
измерения всплесков проводились и проводятся на ряде спутников
в различных диапазонах длин волн, например 0,5 - 3,0 А,
1-8 А, 8 -20 А, Временной профиль интенсивности всплесков
мягкого рентгеновского излучения аналогичен профилю На с
небольшим сдвигом начала, максимума и конца всплеска излучения.
Длительные (несколько часов) всплески мягкого
рентгеновского излучения связаны с выбросом протуберанцев (исчезновением
волокна).
Балл, или класс, рентгеновской вспышки определяется исходя из
порядка величины максимальной интенсивности всплеска по
данным измерений в околоземном пространстве в диапазоне 1 - 8 А:
Балл /
'max
С (1-9)-10~3эрг/(см2.с)
М (1-9)-1(Г2эрг/(см2.с)
X >10-1эрг/(см2.с)
Для указания точного значения интенсивности используются,
например, следующие обозначения: М8 - интенсивность 8»10~2 эрг/
Дсм2»с), Х5 - 5 • Ю"1 эрг/(см2 • с) и т.д.
PALLAVICINI R., VAIANA G.S., KAHLER S.W., KRIEGER A.S. Solar Phys., 45,
411,1975.
SVESTKA Z. Soler Flares,J3. Reidel Publ. Co., 1976, p. 108.
VORPAHL LA9, GIBSON E.G., LAKDECHER P.B., MCKENZIE D.L.,
UNDERWOOD J.H. Solar Phys.r 45, 199, 1975.
9.17. Жесткая рентгеновская вспышка
Жесткое рентгеновское излучение вспышки (Е >20 кэВ)
наблюдается в виде кратковременных импульсных всплесков нетеплового
тормозногос излучения (жесткая рентгеновская вспышка),
вызываемых потоками энергичных электронов в фазе, предшествующей
максимуму вспышки в На и в мягком рентгеновском излучении.
Продолжительность всплеска составляет от нескольких десятков
секунд до нескольких минут. Максимальный поток по данным
измерений в околоземном пространстве равен 10~6 - 10~5 эрг/(см2.с)
для энергий выше 10 кэВ. Спектр имеет вид = С£~% гДе
(XtL
2,7 < у< 4,5 для 10 кэВ < -Е < 70 кэВ. Источник импульсных
всплесков жесткого рентгеновского излучения значительно меньше по

96 918. Всплески ультрафиолетов ого излучения
размерам, чем вспышка в На или мягкая рентгеновская вспышка,
и, по-видимому, совпадает с яркими вспышечными ядрами в Нос
(размеры ^1О8 км), уярчающимися во время всплеска. При
энергиях меньше Е = 50 кэВ наблюдается также более длительная
тепловая составляющая излучения.
Кривые интенсивности импульсных рентгеновских всплесков и
импульсных микроволновых всплесков обнаруживают поразительно
хорошую корреляцию даже в самых мелких деталях, особенно для
очень высоких частот.
KANE S.R. Solar Phys0, 27 r 174, 1972,
KANE S.R.,-LIN ReD. Solar Phys;,23, 457, 1972B
VORPAHL Se Solar Phys0, 26, 397, 1972.
9Л8* Всплески крайнего ультрафиолетового излучения
Всплески крайнего ультрафиолетового излучения (250<А<1350 X)
близки по времени возникновения к жестким рентгеновским и
импульсным микроволновым всплескам, но имеют большую
продолжительность (обычно 4&7 мин). Они наблюдаются в целом ряде
корональных линий и линий переходной области во время
оптической флаш-фазы вспышкив Их можно обнаружить либо с помощью
оборудования, установленного на спутнике, либо по их
ионосферным эффектам» Установлено, что в целом вспышки в крайнем
ультрафиолетовом излучении по своему положению совпадают с
соответствующими вспышками в На . Полный максимальный поток
крайнего ультрафиолетового излучения по данным наземных
измерений составляет от 10~2 до 10 эрг/(см2»с).
Часто всплески крайнего ультрафиолетового излучения
наблюдаются в отсутствие рентгеновской вспышки или вспышки в На,
что указывает на возможность существования очень маленьких
вспышкообразных неустойчи воете й ( микр о вспышек ) Р которые можно
обнаружить лишь по их эффектам в переходной области.
SVESTKA Z.. Solar Flares, D.Reidel Publ. Co,, 1976, p.161.
WOOD A.T., Jre? NOYES ReWe, DUPREE A.K.,.HUBER MLC.E,, PARKINSON W.H.,
REEVES E.M., WITHBROE G/To Solar Phys63 169, 24, 1972.
9ol9o Гамма-излучение вспышки
Гамма^излучение вспышки впервые наблюдалось на спутнике ОСО- 7
во время больших вспышек 4 и 7 августа 197 2 г.
4 августа во время вспышки балла 3£ было зарегистрировано
непрерывное излучение в диапазоне 0,3 6 -7 МэВ со спектром,
удовлетворяющим степенному закону с показателем степени у =3,4
в интервале энергий 3 60 - 700 кэВ и экспоненциальному зако-

9.20. Вспышка с выбросом частиц 97
ну с Ео - 1,0 МэВ для Е> 700 кэВ. Предполагается, что это
нетепловое тормозное излучение, порождаемое электронами с
энергиями > 100 кэВ.
Обнаружены спектральные линии гамма-излучения,
соответствующие энергии процессов электронно-позитронной аннигиляции
(0,5 МэВ) и захвата нейтронов протонами в фотосфере (2,2 МэВ),
а также обусловленные переходами в возбужденных ядрах (1,17;
1,33; 4,4; 6,1 МэВ).
CHUPP EX., FORREST D.J., SURI A.N. In Solar Сшита-, Х-, and EUV
Radiation, ed. S.R.Kane, IAU Symp.., 6a, .341, 1975.
SURI A.N., CHUPP EX., FORREST D.J., REPPIN C. Solar Phys., 43, 415, 1975,
!)o20o Вспышка с выбросом частиц, или мощная вспышка
Наиболее мощными вспышками являются очень редкие вспышки
космических лучей , испускающие протоны с энергиями > 500 МэВ,
которые, достигая Земли через £ 15 мин после начала вспышки,
создают эффект на уровне земной поверхности (GLE). В течение
1942-1972 гг. этот эффект был зарегистрирован всего 20 раз.
Самая высокая энергия, равная 15 ГэВ, была отмечена во время
вспышки 23 февраля 1956 г.
Протонные вспышки испускают протоны с энергиями 10 МэВ <
< Е < 100 МэВ, создающие аномальную ионизацию в слое D
полярной ионосферы и таким образом вызывающие явление
поглощения в молярной шапке (ППШ), Вспышки космических лучей и
большинство протонных вспышек являются двухленточными. Для
многих из них характерно образование систем петельных
протуберанцев. Эти вспышки с выбросом частиц связаны с сильными
микроволновыми всплесками IV типа и с жесткими
рентгеновскими всплесками. Число протонных вспышек, наблюдавшихся в
период с 1955 по 1969 г. составляет около 380. Кроме того,
было зарегистрировано множество других выбросов частиц,
имеющих неопределенный источник или, возможно, связанных со
вспышками на невидимой полусфере Солнца: 25 - 30% явлений ППШ
можно отнести за счет вспышек на невидимой полусфере на
расстоянии до 40° за западным лимбом Солнца (невидимая
вспышка).
Известен случай, когда максимальная мощность дозы излучения
от вспышки после защиты 0,22 г/см А1 достигла величины около
60 Р/4. Согласно оценкам, полная радиационная доза излучения от
сильной вспышки 12 ноября 1960 г. составляла 700 Р.
Все протонные вспышки на Солнце сопровождаются испусканием
нерелятивистских электронов ( Е > 40 кэВ, потоки до ** 5000
электрон/см2 . с • стер). Однако большинство выбросов электронов (поток
< 100 электрон/см2, с* стер) происходит без заметного испус-
7-353

98 9М. Механизмы вспышек
кания протонов. Такие вспышки называются электронными вспышками.
Более 80% электронных вспышек связано с всплесками III типа и
микроволновыми всплесками радиоизлучения; обычно они
сопровождаются также и всплесками жесткого рентгеновского излучения.
В последние годы в ряде случаев были зарегистрированы
потоки релятивистских электронов от вспышек с энергией от 3 МэВ
до 12 МэВ и более. Обычно они сопровождались испусканием
протонов.
SVESTKA Z. Solar Flares, D. Reidel Publ. Co., Dordrecht, 1976, p. 238.
SVESTKA Z., SIMON P. (eds.) Catalogue of Solar Particle Events (1955-1969),
D. Reidel Publ. Co., Dordrecht, 1975.
9.21. Механизмы вспышек
До сих пор еще нет удовлетворительной теории, которая полностью
объясняла бы явление солнечной вспышки. Большинство
существующих описаний вспышки носит эвристический или в лучшем случае
полуколичественный характер. Даже по вопросу о физическом
механизме вспышки не существует единого мнения.
Изучение энергии и временного масштаба вспышек показывает,
что их непосредственным источником является магнитное поле
Солнца. Поле в верхней хромосфере и нижней короне, как правило,
имеет устойчивую конфигурацию, почти повсюду близкую к
бессиловой. Нарушение этого состояния либо за счет всплывания
нового потока через фотосферу, либо за счет движения оснований
силовых линий, связанных с подфотосферной плазмой, может
привести к метастабильному состоянию, когда поля противоположной
полярности прижимаются друг к другу. Образуется токовый слой
с толщиной порядка ионного гирорадиуса (при корональных
температурах), в котором в результате магнитной диффузии может
происходить аннигиляция поля. Это так называемый механизм Свита,
приводящий к сравнительно медленному выделению энергии. Этим
механизмом можно объяснить накопление тепловой энергии до
флаш-фазы вспышки.
Сама флаш-фаза требует внезапного понижения
электропроводности либо за счет столкновения токового слоя со значительно
более низкотемпературной плазмой, вследствие чего создается
тепловая неустойчивость, либо за счет образования турбулентной
неустойчивости (разрывная мода). Это приводит к возрастанию
скорости магнитной диффузии, и скорость выделения энергии в
этом случае ограничивается лишь по мере уменьшения
напряженности магнитного поля за счет ускоренного потока вещества,
вносящего магнитный поток в токовый слой. Это так называемый
механизм Печека, в основе его лежит процесс превращения
магнитной энергии в кинетическую, главным образом в энергию элек—

9.21. Механизмы вспышек 99
тронов, ускоряемых электрическим полем в токовом слое. Эти
ишктроны могут дать жесткую рентгеновскую вспышку вследствие
тормозного излучения, однако не ясно, каким образом они
создают оптические ядра вспышек: непосредственно путем соударения
(, хромосферой или косвенно - путем теплопроводности вдоль
магнитных силовых линий или нагрева ударными волнами. Могут
действовать и все три процесса одновременно. Предполагается, что
п этом случае тепло распространяется путем диффузии из ядер в
хромосфере, что приводит к образованию низкотемпературной
пппышки. Возможно, что в результате нагрева хромосферы
происходит испарение части плотной плазмы низкотемпературной
иснмшки. Эта плазма заполняет силовые трубки, очерчивая вспы-
■ точную область в нижней короне. Проблема ускорения
высокоэнергичных ионов остается нерешенной и, по-видимому, требует прив-
личония отдельного механизма, хотя и действующего одновременно
С другими. Одна из рабочих моделей основана на системе магни-
п>гидродинамических ударных волн в плазме над вспышечной
областью. Пересекающиеся ударные волны действуют как система
опирающих магнитных зеркал, ускоряя с помощью механизма
Ферми захваченные между ними заряженные частицы.
CANKIELD R.C., PRIEST E.R., RUST D.M. In Flare Related Magnetic Field
Dynamics, eds. Y. Nakagewa and D.M.Rust, HAO-NCAR, Boulder, 1974,
P. 361.
SONNERUP B.U.CV, In High Energy Phenomena of the Sun, eds. R.Ramaty and
R.G.Stone, Goddard Space Flight Center, Greenbelt, .1973. p. 357.
SVMSTKA, Z. Solar Flares, D. Reidel Publ. Co., Dordrecht, 1976, p. 300.

10
ПРОТУБЕРАНЦЫ
Е. ТАНДБЕРЕ-ХАНССЕН
10о1 Протуберанец
Термин протуберанец используется для большого числа
появляющихся в хромосфере или короне объектов, которые отличаются
от окружающего их коронального вещества большей плотностью
и более низкой температурой (от а*104К до корональных
значений на границе с короной). Они наблюдаются в виде ярких
(холодных и плотных) образований в короне над солнечным
лимбом; при наблюдении в проекции на солнечный диск почти все
протуберанцы видны в поглощении как темные волокна.
Все протуберанцы можно разделить на два больших класса:
1, Спокойные протуберанцы - относительно устойчивые
структуры, которые сохраняются в течение многих месяцев. Развитые
спокойные протуберанцы наблюдаются вне активных областей с
солнечными пятнами и состоят преимущественно из
низкотемпературной плазмы со следующими физическими параметрами:
плотность водорода пн ^1011см~3,
электронная плотность пе я& 0,8 пн ,
электронная температура Те ^7000 К,
магнитное поле В = 5 - 10 Гс,
2. Протуберанцы активных областей включают в себщ
а) Относительно устойчивые флоккульные волокнаf которые
лежат вдоль основной линии инверсии магнитного поля внутри
активной области или на ее границе и часто располагаются вблизи
большого солнечного пятна или даже входят в него одним своим
концом. Они являются предшественниками спокойных
протуберанцев и обычно имеют несколько фаз активности.
б) Активные протуберанцы, такие, как серджи, спрэи и петли,
в которых наблюдаются быстрые изменения и интенсивные
движения. Время их жизни может составлять от нескольних минут
до нескольких часов, внутреннее магнитное поле ^ 100 Гс, а
большая часть их массы имеет высокую температуру. Некоторые
из них связаны с пятнами (протуберанцы пятен) или со вспышками
а иногда их можно даже принять за вспышки (фото 38),
BRUZEK A., KUPERUS M. Solar Ehys., 24, 3, 1972,
MARTIN S.F..Solar Phys., 31, 3, 1973.

10.3. Феноменология протуберанцев 101
MARTRES M.J., MICHARD R., SORU-ISCOVICI I. Ann. Astrophys., 29, 249,
1966.
TANDBERG-HANSSEN E. Solar Prominences, Dordrecht, D. Reidel, 1974.
10o2o Классификация протуберанцев
Протуберанцы классифицировались несколькими способами. Уже
Секки в 1875 г. разделил протуберанцы на спокойные и активные
(эруптивные) в зависимости от степени их динамической
активности. Широко используется классификация, созданная Петтитом в
1925 г., в соответствии с которой существует пять классов
этих объектов: активный, эруптивный, связанный с солнечными
пятнами,, торнадо и спокойный. Северный (1950) и де Ягер
(1959) использовали в качестве критерия классификации
протуберанцев : главным образом их движения; де Ягер подразделяет
протуберанцы на спокойные и движущиеся. Подобное же деление
используется Зириным (1966), который четко определил
классы протуберанцев в зависимости от их связи с солнечной
активностью, в частности со вспышками. Для протуберанцев,
связанных со вспышками, характерны интенсивные движения и малое
иремя жизни. Мензел и Эванс (1953) предложили двухмерную
классификацию, основанную на том, возникают ли протуберанцы
сверху ( т.е. из короны) или снизу и связан ли протуберанец
с солнечными пятнами (т.е. солнечной активностью) (см. также
протуберанец )\
Все вышеупомянутые классификации являются
морфологическими, однако Вальдмайер (1949), Зирин и Тандберг—Ханссен
(1960), Тандберг-Ханссен (1963) классифицировали
протуберанцы по относительным интенсивы остям спекральных линий от
объектов, видимых в излучении над лимбом. Таким образом, можно
провести различие между вспышками и различными формами ярких,,
активных протуберанцев (серджи, петли), так же как и между
активными и спокойными протуберанцами согласно классификации
ПО морфологическим признакам.
TANDBERG-HANSSEN E. Solar Prominences, Dordrecht, D, Reidel Ribl. Co.,
1974, p. 5.
H)o3o Феноменология протуберанцев
11ротуберанцы часто описываются в зависимости от их формы.
Кроме серджей и петель (которые рассматриваются в отдельных
разделах) в литературе используются следующие термины (боль-
шинство из них введено в соответствии с классификацией Мен-
мела - Эванса),

102 10А. Спокойный протуберанец
Колпачковые протуберанцы видны в излучении над лимбом- в
виде ярких, низколежащих протуберанцев вблизи активных областей.
Время их жизни составляет от нескольких часов до нескольких
суток. С краев колпачковых протуберанцев часто выбрасываются
серджи. Такие протуберанцы могут представлять собой видимые
на лимбе волоконца (фибриллы) и арочные волокна (фото 39).
Коропальные облака - объекты неопределенной формы в короне,
вещество из которых стекает в ближайшие активные области.
Корональные облака существуют в течение суток или более на
высотах в несколько десятков тысяч километров (фото 40).
Кор опальный дождь представляют собой вещество, стекающее
вниз в активные области вдрль сильно искривленных траекторий,
по-видимому, после конденсации из короны на больших высотах.
Скорость вещества вдоль этих траекторий составляет 50 - 100 км/с.
Подобно корональному дождю, вещество стекает вниз также из
корональных облаков, и некоторых активизировавшихся спокойных
протуберанцев (фото 41).
Термином холм обозначают низколежащий протуберанец,
видимый на лимбе. Он может достигать интенсивности вспышки и
трудно отличим от лимбовых вспышек.
Живая изгородь, дерево, ствол дерева - термины для
обозначения основных типов спокойных протуберанцев, характеризующие их
форму.
Торнадо — редкий тип протуберанца, вертикальная спиральная
структура которого придает объекту вид туго закрученного
жгута или вихря.
Фонтан - характерный тип поднимающихся протуберанцев, в
которых наблюдается перенос хромосферного вещества в
замкнутой системе силовых линий вдоль арки или петли. Вся
оболочка протуберанца непрерывно поднимается и расширяется при
прохождении через корону. По-видимому, движение вещества в
фонтанах определяется корональными магнитными полями.
TANDBERG-HANSSEN E. Solar Prominences, Dordrecht, D. Reidel Publ. Co.,
Holland., 1974, p. 8, 29.
TANDBERG-HANSSEN E.,HANSEN R.T., RIDDLE A.C. Solar Phys., 44, 417,
1975.
10A Спокойный (протуберанец
Спокойные протуберанцы (волокна) - это длинные, плоские,
листообразные структуры, почти перпендикулярные солнечной
поверхности; их типичные размеры: длина 60 - 600 тыс. км, высота 15 -
100 тыс. км, толщина 4 — 15 тыс. км. Хорошо развитые
экземпляры представляют собой серию арок или "деревьев" с основани—

10.5. Зоны протуберанцев 103
ими на границах супергранул. Если исключить фазы активизации,
п лих не наблюдается никаких крупномасштабных движений. Раз-
миваются они очень медленно и имеют время жизни несколько
месяцев (фото 42).
Фотоснимки лимба, полученные в линии На с высоким
разрешением, показывают внутреннюю тонкую структуру спокойных
протуберанцев, состоящих из более или менее вертикальных
жгутов диаметром <С 300 км. Наблюдается медленное стекание
ппщества вниз вдоль этих жгутов ( v ъ 1 км/с). При этом
получается значительная потеря массы, и для сохранения протуберанца
необходимо его непрерывное пополнение веществом (фото 43).
Спокойные протуберанцы характерны для областей со слабым
магнитным полем и могут сопровождаться слабыми флоккулами.
Они представляют собой развитые и поздние стадии меньших по
р/юмеру более активных волокон, которые образуются главным
образом внутри активных областей с пятнами (волокно типа А),
можду двумя близкими активными областями (волокно типа В ) или
h слабых полях остатков активных областей (см. флоккульные волокна).
Исчезновение спокойных протуберанцев связано с медленным
рассасыванием, стеканием вниз в хромосферу или выбросом (вне-
пашюе исчезновение)
DM JAGER С. In Encyclopedia of Physics, S. Flugge (ed.), 52, 226, 1959.
MARTIN S. F. Solar Phys., 31,3, 1973.
10.5c Зоны протуберанцев
('.покойные волокна (протуберанцы), развивающиеся из активных
областей, имеют значительную протяженность по широте. Вслед-
стиие этого их наклон к экватору постепенно увеличивается из—за
дойствия дифференциального вращения, при этом они медленно сме-
щ/потся к высоким широтам. Там они образуют две королевские
зоны протуберанце в, максимумы которых находятся примерно в 10° к
полюсам от зон пятен. Эти зоны смещаются (параллельно зонам
пятен) в течение солнечного цикла в направлении к экватору.
Кроме королевских зон в областях с широтой ^40° суще—
<:тпуют полярные зоны волокон (протуберанцев)ь Полярные волокна
направлены почти параллельно экватору и иногда образуют почти
непрерывную полярную корону вокруг полярных шапок (фото 44).
Пороятно, полярная корона создается перемещающимися к полюсу
подокнами, возникающими на более низких широтах. Полярные
.юны не заметны в течение примерно 3 лет после максимума
солнечных пятен и перемещаются в направлении к полюсу, достигая
иго приблизительно во время следующего максимума. Перемещение
■>тих волокон через полярные области сопровождается обращением
полярных магнитных полей.

104 10.6. Активизировавшиеся протуберанцы
WALDMEIER M. Ergebnisse und Probleme der Sonnenforschung, Leipzig, 1955,
p. 254.
WALDMEIER M. Solar Phys., 28, 389, 1973,
10e6e Активизировавшиеся протуберанцы
В первоначально спокойных и устойчивых волокнах
(протуберанцах) активной области могут происходить различные
крупномасштабные движения; спокойные волокна (протуберанцы) могут стать
активизировавшимися волокнами (протуберанцами)*
а) Возможно усиленное внутреннее (турбулетное или
винтообразное) движение или течение вещества вдоль волокна, что обычно
связано с ростом размеров и потемнением волокна или уярчени-
ем протуберанца. Эта активизация примерно через 1 ч может
прекратиться или перейти в ускоренное движение, направленное
вверх, т.е. в образование поднимающегося (эруптивного) волокна
(протуберанца). Активизация такого типа указывает на
неустойчивость поддерживающего магнитного поля, которая в активных
областях может привести к появлению вспышки (см. фото 32, 33).
б) В спокойных протуберанцах иногда наблюдается активная
фаза, при которой вещество истекает из вершины протуберанца
вдоль протяженной искривленной траектории з удаленный центр
притяжения . Это истечение, которое может происходить со
скоростью ^ 100 км/с, может прекратиться через несколько часов
или продолжаться до тех пор, пока все вещество протуберанца не
стечет в хромосферу. Это один из путей рассасывания спокойного
протуберанца.
в) Колеблющееся волокно - это тип активизации,
представляющий собой затухающее колебательное движение в примерно
вертикальном направлении с периодом от 6 до 40 мин,
продолжающееся в течение 2-5 колебаний. Оно возникает при прохождении
магнитогидродинамической ударной волны, образующейся в
большой вспышке (иногда довольно далекой) и распространяющейся
со скоростью от 400 до 1000 км/с. Впечатление "мигания"
возникает из-за эффекта Доплера, который периодически смещает
изображение волокна то в одну, то в другую сторону от узкой
полосы пропускания фильтров (см. волна Моретона).
RAMSEY H,E.,SMITH F.S. Astron. J., 71, 197, 1966.
SMITH F.S., RAMSEY H.E. Z. Astrophys., 60, 1, 1964.
10.7,, Поднимающийся (эруптивный) ттротуберанец
Активизировавшиеся протуберанцы (спокойные и протуберанцы
активной области) иногда становятся сильно неустойчивыми и

10.8. Выбросы 105
поднимаются со все возрастающими скоростями Достигая v >
>1ОО км/с, а иногда превышая скорость убегания, вещество пр-оту-
беранца частично исчезает высоко в короне, частично
возвращается по спирали вдоль огромных арок в хромосферу. Как правило,
через некоторое время протуберанец (волокно) появляется вновь
примерно в том же самом виде и в том же самом месте. Можно
различить по крайней мере три различных типа поднимающихся
(эруптивных) протуберанцев.
а) Старые спокойные протуберанцы, расположенные далеко от
активных областей, обычно неоднократно поднимаются и исчезают,
а затем вновь появляются (через несколько дней) в течение
своего существования. Скорость восходящего движения вначале состав-»
ляет несколько км/с, но может достичь высоких значений, пока
протуберанец не исчезнет через несколько часов. Это
классические случаи внезапного исчезновения (фото 46). За ним примерно
через 1 ч могут последовать медленное уярчение точек,
напоминающих вспышки, или даже больших вспышечных полос вдоль
основания протуберанца (фото '34). Есть указания на то, что
некоторые случаи внезапного исчезновения инициируются
возбуждением, возникающим или в области нового всплывающего потока,
или во вспышке. Однако в большинстве случаев никаких
уверенных свидетельств в пользу внешнего источника не существует.
б) То же самое может происходить, с волокнами активной об»
ласти, но в значительно более короткое время. Интервал между
первой активизацией и исчезновением сокращается ( -£ 1/2 ч);
пспышка уярчается в то время, когда волокно все еще
поднимается с высокой скоростью; повторное появление волокна наблюдается
через несколько часов. Такое внезапное исчезновение приводит
к типичной двухленточной вспышке вдоль линии инверсии
магнитного поля в активных областях - вспышке, связанной с внезапным
исчезновением волокна (фото 32, 33 ).
в) Волокна становятся поднимающимися и эруптивными также
но время флаш-фазы и максимальной фазы соседних вспышек, по-
мидимому, вследствие прямого воздействия вспышки. К этому
классу поднимающихся протуберанцев принадлежит второй тип
спрэев (спрэй—пр отуберанцы).
MJUJZEK A. In Coronal Disturbances, G.Newkirk (ed.), IAU Symp., 57, 323, 1974.
IIYDER С .Solar Phys., 2, 49, 1967.
SMITH F.S.,,RAMSEY H.E. Z. Astrophys., 60, 1, 1964»
10.0. Выбросы
11ротуберанцы некоторых типов состоят из вещества,
выброшенного из хромосферы, вспышки или протуберанца. Среди таких

106 10.9.Серджи
выбросов наиболее известны протуберанцы типа серджа и спрэя.
Особый класс выбросбв представляют редко наблюдаемые быстрые
выбросы, которые достигают скоростей > 1ООО км/с за несколько
минут. По-видимому, они представляют собой компактную часть
вспышки, которая выбрасывается без распада на части. Можно
предположить, что эти протуберанцы появляются значительно чаще,
чем наблюдаются, так как большинство из них ускользает от
наблюдений вследствие большого доплеровского смещения и короткого
времени жизни, объясняющихся высокой скоростью выбросов.
BRUZEK A. In Solar Flares and Space Research, C.de Jager and Z. Svestka
(eds.), North Holland, Amsterdam, 1969, p. 6.
10.9, Серджи
Серджи - это прямые или слегка искривленные выступы, которые
выбрасываются из небольшого светящегося холмика со скоростью
100 - 200 км/с. Они достигают высот в короне до 200 тыс. км
и обычно существуют от 10 до 20 мин. Вещество серджа или
совсем уходит от Солнца или возвращается в хромосферу вдоль
траектории подъема. На солнечном диске серджи видны обычно в
поглощении,но иногда, в начальной фазе, наблюдаются и в
излучении. Они возникают из небольших уярчений, похожих на вспышки
или бомбы вблизи пятен или пор. Многие (маленькие) серджи
начинаются на границах полутени и направлены по радиусу от
пятна. Наблюдается сильная тенденция серджей к повторению (для
небольших серджей - примерно каждый час) (см. фото 45).
. Сходящиеся траектории, по которым движется плазма,
указывают на то, что серджи погружены в более или менее радиальное
поле. Напряженность магнитного поля в серджах составляет
примерно 50 Гс и уменьшается с высотой. Для объяснения причин
начального ускорения серджа были предложены различные
механизмы. Наблюдения показывают, что необходимая энергия может быть
обеспечена за счет нижележащего магнитного поля. Масса и
энергия больших связанных со вспышками серджей равны 1015— 1016г
(плотность 1011- 1012см~3) и 1О30эрг соответственно; энергия
небольших связанных с бомбами серджей составляет 5 • 1027эрг.
BRUZEK A. In Coronal Disturbances, G.Newkirk (ed.), IAU Symp., 57,323, 1974.
ROY J.R. Solar Phys., 28, 95, 32, 139, 1973.
10Л0, Спрэи
Спрэи представляют собой связанные со вспышкой интенсивные
выбросы плазмы, часто наблюдаемые в виде отдельных ярких
сгустков. После начального очень быстрого ускорения (несколько
км/с2 ) вещество, слегка замедляясь, распространяется по боль-

1011. Петельные протуберанцы 107
шому объему; максимальные скорости ^ 400 км/с и часто
больше скорости убегания. Некоторая часть вещества возвращается к
солнечной поверхности, остальное вещество теряется из вида или
покидает Солнце.
Спрэи можно разбить на два типа.
1) Вспышечный спрэй, или собственно спрэй, возникающий в
результате быстрого взрывоподобного расширения вспышки или ее
части. При этом на солнечном лимбе появляется очень яркий
расширяющийся холм, который неожиданно разрывается и
выбрасывает вещество спрэя. Такая картина явления позволяет
предполагать, что вспышечная плазма, первоначально ограниченная
магнитным полем замкнутой конфигурации, в конце концов
разрывает поле вследствие все более высокой плотности кинетической
энергии и вырывается в корону/Наблюдения спрэев на диске
редки, так как высокоскоростная плазма (дающая большие доплеров-
ские смещения) ускользает от обычных наблюдений вблизи центра
Ilex (фото 47).
2) Спрэй-протуберанец : волокна активной области иногда
выбрасываются и быстро уносятся от Солнца, как и спрэи во время
флаш-фазы или максимальной фазы близкой солнечной вспышки.
Спрэи такого типа могут быть вызваны действием вспышечной
ударной волны или потока частиц, выбрасываемых вспышкой.
imUZEK A, In Coronal Disturbances, G.Newkirk (ed.)< IAU Symp., 57, 323, 1974.
SMITH JE.V.P. In Mass Motions in Solar Flares, Y. Ohman (ed.), Nobel Sump., 9,
137, 1968.
KlolL Петельные протуберанцы
Наблюдаются два типа протуберанцев, имеющих форму петель.
а) Одиночные петли, в одной ветви которых вещество
поднимается, а в другой опускается, как правило, в солнечное пятно.
< 'корости <^30 км/с, время жизни ъ 15 мин, высота я? 50 тыс. км.
Эти петли иногда возникают в виде серджей.
б) Вспышечные петли возникают в результате вспышек как
система петельных протуберанцев(LPS ), образующих подобие моста
над линией инверсии магнитного поля. Они наблюдаются в виде
петельного туннеля из отдельных петель, связывающих две вспы—
точные ленты или веера петель, сходящихся в одном или двух
ПЯТНах. Движение масс со скоростями, достигающими 150 км/с,
ii.'iправлено вниз вдоль обеих ветвей. Времена жизни вспышечных
Петель составляют несколько часов (см. также солнечные вспышки)
(фото 48).
HIUIZEK A. Astrophys. J., 140, 746, 1964.

II СОЛНЕЧНОЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ
А.Д. ФОККЕР
11.1. Радиоизлучение спокойного Солнца
Вне активных областей Солнце испускает радиоизлучение, которое
полностью обусловлено тормозным излучением тепловых
электронов «- радиоизлучение спокойного Солнца.. Излучение частоты
f возникает на уровне /= fp (где fp - плазменная частота) и
выше, т.е. метровые волны генерируются в короне, дециметровые
- в переходной зоне, а сантиметровые - в хромосфере. Спектр
радиоизлучения спокойного Солнца показан на рис. 11.1.
Распределение интенсивности по солнечному диску зависит от
распределения электронной плотности и температуры вдоль
различных траекторий лучей. На сантиметровых волнах интенсивность
довольно однородно распределена по диску, исключая резкий
максимум на лимбе (уярчение на лимбе). На дециметровых волнах
вблизи лимба существует довольно широкое уярчение в полосе
Рис. ILL Спектр
спокойного Солнца в минимуме
солнечной активности*
Приведены плотность потока
и эквивалентная яркостная
температура. (Н. Tanaka
etal. Solar Phys.,. 29, 243,
1973.)
1,0 3,0
Час/пота, ГГц
W
30

11,3. Микроволновый всплеск 109
от малых до умеренных гелиографических широт. На метровых
волнах наблюдается постепенный спад интенсивности от центра
к краю.
Чем больше длина волны, тем больше радиодиск Солнца по
отношению к оптическому диску;■, на длине волны 3 м диаметр
радиоизображения примерно вдвое больше оптического диаметра,
Яркостная температура спокойного Солнца изменяется от <£ 5000 К
в миллиметровом диапазоне до 1Об К в метровом диапазоне.
В максимуме солнечных пятен интенсивность спокойного Солнца
примерно на 25 - 60% больше, чем в минимуме солнечного цикла.
KUNDU M.R. Solar Radio Astronomy, New York, John Wiley, Ch,5, 1965.
Ilo20 Медленно меняющийся компонент или компонент,
связанный с пятнами (s -компонент)
Медленно меняющийся компонент солнечного радиоизлучения (S-kom-
понент) представляет собой усиленное тепловое излучение от ак°»
тивных областей на сантиметровых и дециметровых длинах волн.
Его интенсивность изменяется сравнительно медленно и сильно
коррелирует с числом существующих на солнечном диске
солнечных пятен - отсюда название компонент, связанный с пятнами.
При больших числах солнечных пятен эта интенсивность сравнима
с интенсивностью излучения спокойного Солнца. На радиргелиограм-
мах источники медленно меняющегося компонента радиоизлучения
(радиофлоккулы, локальные радиоисточники) имеют размеры в
несколько мирут дуги (в зависимости от длины волны), а размеры
элементов их тонкой структуры значительно меньше l' . Они
совпадают с кальциевыми флоккулами и рентгеновскими корональны-
ми конденсациями. Повышенное радиоизлучение обусловлено
большей электронной плотностью в корональной конденсации активной
области и гирррезонансным поглощением. Поэтому корональные
уровни вносят в излучение большой вклад, вследствие чего оно
имеет высокую яр костную температуру (см. фото 20 г).
Относительно слабый*, медленно меняющийся компонент можно
легко различить в диапазоне коротких метровых волн при
сканировании спокойного Солнца с помощью многоэлементного
интерферометра. По-видимому, это излучение исходит как от шлемовид-
ных корональных лучей, так и от корональных лучей активной
области. На частоте 169 МГц высота источника<&0,4 R 0*
AXISAF,, AVIGNON Y., MARTRES MJ.f PICK М„ SIMON P. Solar Phys,s 19,
110, 1971.
KUNDU M.R. Solar Radio Astronomy? New York, John Wiley, Che 6,1965.
1 L3o Микроволновый ■ всплеск
Микроволновые всплески наблюдаются в широком диапазоне санти-

110 11,3. Микроволновый всплеск
метровых длин волн, часто захватывая области миллиметровых
и дециметровых радиоволн. Максимумы интенсивности излучения
наблюдаются примерно одновременно на различных частотах.
Существует много разнообразных морфологических форм всплесков.
У значительного числа всплесков наблюдается рост
интенсивности до единственного максимума и последующий спад.
Одиночный всплеск может быть импульсным-всплеском с очень резким
внезапным началом и быстрым ростом интенсивности, При эггрм
максимум иногда достигается за одну или несколько секунд.
Полная длительность всплеска составляет от одной до нескольких
минут. Одиночный всплеск может иметь и большую
продолжительность с постепенным подъемом и спадом. За медленным подъемом
до максимальной интенсивности, которая обычно не превышает
50 ед.п., следует постепенное возвращение к исходному уровню.
Общая продолжительность всплеска составляет ^ 15 - 60 мин.
Другая распространенная форма всплеска характеризуется двумя
или несколькими максимумами интенсивности. Такой всплеск
носит название сложного всплеска. Иногда интенсивному
всплеску предшествует постепенное возрастание потока, предвестник.
Повышенный уровень излучения, следующий за всплеском,
известен как послевсплесковое возрастание.
Небольшая доля микроволновых всплесков достигает плотностей
потока, превышающих 500 ед.п. Они обычно обладают большой
сложностью и называются большими всплесками* Большинство
из них представляет собой микроволновую часть всплеска IV
типа.
В максимуме интенсивности можно выделить различные типы
спектров: 1) непрерывное возрастание интенсивности с частотой,
2) непрерывное уменьшение интенсивности с частотой, 3)
спектральный максимум, обычно в сантиметровом диапазоне, 4) спектр
11.00
10.30
ЮчООмин
0,5 0
Рис. 11.2. Последовательность микроволновых всплесков на записи,
полученной на 3000 МГц. Виден всплеск с постепенным подъемом и спадом,
продолжающийся с 9 ч 43 мин до 11 :ч 25 мин UT; слегка усложненный
всплеск, начинающийся в 10 ч 04 mhhUT; послевсплесковое возрастание,
оканчивающееся в 10 ч 25 mhhUT. (Запись была получена на обсерватории
Нера в Нидерландах 17 декабря 1966 г.)

11.5. Микроволновые пульсации 111
U-образной формы (типа U) с минимумом приблизительно между
500 и 2000 МГц, характерный для больших связанных со
вспышкой всплесков (обычно IV типа), свидетельствующий о протонной
ьспышке.
Источники микроволновых всплесков имеют размеры от<^ 1 до
4', но в них видны тонкоструктурные образования с
характерными размерами порядка 10 . Биполярная структура поляризации
не является необычной. Излучение всплесков, за исключением
продолжительных всплесков относительно слабой интенсивности имеет
петепловое происхождение. Это главным образом гиросинхро-
тронное излучение, генерируемое электронами в области энергий
от слабых до умеренных релятивистских значений. Микроволновый
всплеск почти всегда бывает связан с оптической или рентгеновской
вспышкой.
HASU D., COVINGTON А,Е. Solar Phys._5, 1Q2,_1968.
CASTELLI J.P., AARONS J., MICHAEL G.A. J.Geophys. Res., 72, 5491, 1967.
COVINGTON.. A.E. J. Roy. Astron. Soc. Can., 45, 15, 1951.
CWIDICE D.A., CASTELLI J.P. In Proc. S_ymp. on High Energy Phenomena on
the Sun, eds. R.Ramaty, R.G.Stone, Goddard Space Flight Center,
Greenbelt, 1973, p. 87.
IIACHENBERG 0. In Solar System Radio Astronomy, ed. J. Aarons, New York,
Plenum Press, Ch,12, 1965.
KUNDU M.R. Solar Radio Astronomy. New York, John Wiley, Ch. 7, 1965.
11А Послевсплесковый'Спад
Изредка интенсивность излучения сразу после всплеска спадает
до несколько меньшего уровня, чем до всплеска. Затем в течение
ипскольких минут интенсивность возвращается к своему начальному
уровню. Предполагается, что причина послевсплескового спада
состоит в поглощении медленно меняющегося компонента микроволнового
получения веществом, выброшенным над его источником.
Недавно был обнаружен другой тип всплеска в поглощении , свя-
пшгаый с движущимся темным волокном.
COVINGTON А.Е., DODSON H..W. J. Roy, Astron. Soc. Can., 37, 207, 1953.
COVINGTON A.E. Solar Phys., 33, 439, 1973.
Ц.5. Микроволновые пульсации
1 Шогда на общий ход изменения интенсивности микроволнового
всплеска накладывается цуг сравнительно небольших импульсов. Обычно
цуг состоит из 5 импульсов с интервалами ^10-20 с. При резком
росте или спаде общей интенсивности такие импульсы могут
придать записи вид лестницы. В некоторых случаях наблюдалась кор-
роляция с подобными же пульсациями в сопровождавшем радиовсплеск
роитгеновском всплеске.

112 11.6. Шумовые бури
Предполагается, что микроволновые пульсации возникают в
результате отражения от обоих концов магнитной петли цуга
электронных циклотронных волн,
JANSSENS T.J., WHITE III К.Р., BROUSSARD R.M, Splar Phys., 31,207,1973.
MAXWELL A.,FITZWILLIAM J. Astrophys. Letters, 13, 237, 1973.
Неб, Шумовые бури
Наблюдаются два типа шумовых бурь : бури I типа <и бури в де-
каметровом диапазоне.
а) Буря I шипа - одно из наиболее распространенных явлений
в солнечном радиоизлучении. Активность бури I типа обычно
сосредоточена в полосе частот ^100 МГц метрового диапазона (300-
-50 МГц). Она представляет собой короткие всплески с небольшой
шириной полосы (всплески I типа), которые обычно накладываются
на фон медленно меняющегося излучения (фоновый континуум).
Интенсивность излучения меняется в очень широких пределах - от
долей уровня спокойного Солнца до значений, превышающих этот
уровень в несколько десятков или даже более чем в сто раз.
Соотношение интенсивностей всплесков и фона также широко меняется от
одной бури к другой. Длительность шумовых бурь обычно
составляет от нескольких часов до нескольких дней. Высота области
источника ^0,3 R0,на частоте 200 МГц и возрастает с уменьшением
частоты, что, вероятно, соответствует изменению плазменной
частоты с высотой. Большинство шумовых бурь обладает сильной
круговой поляризацией (близкой к 100%), но время от времени
появляются и неполяризованные бури, особенно при наблюдениях вблизи
солнечного лимба. Бури I типа неизменно связаны с солнечными
пятнами, особенно с пятнами в центральной части солнечного
диска (см. фото 49).
б) Бури в декамешровом диапазоне наблюдаются на частотах
ниже примерно 40 МГц. Фоновый континуум менее развит, чем у
большинства бурь I типа, а всплески в основном представляют
собой декаметровые шумовые всплески типа III и III Ь,а также
попарно-расщепленные, попарно-дрейфующие и быстродрейфующие
всплески. Характеристики бури изменяются в зависимости от ее
положения на диске. На больших и промежуточных солнечных
долготах наблюдается преобладание всплесков типа III b,a вблизи
центральной части диска -» всплесков III типа. Попарно-дрейфующие
всплески наблюдаются только в узкой области долгот около
центрального меридиана. Эта особенность, по-видимому, отражает
различную направленность различных механизмов,, Существует
довольно сильная корреляция между появлением бурь I типа и бурь в
декаметровом диапазоне. Вероятно, декаметровые всплески III типа
иногда возникают из цепочки всплесков I типа.

11.8. Всплеск I типа 113
I T)KKER A.D. In.Solar System Radio Astronomy, ed . J.Aarons, New York,
Plenum Press, Ch.9, 1965.
MOLLER-PEDERSEN B. Astron. Astrophys.? 37, 163, 1974.
11.7. Радиоконтинуум
а) Фоновый (радио) континуум в шумовых бурях I типа — это
(переменный) уровень интенсивности, на фоне которого при
записи на фиксированной частоте можно различить отдельные шумовые
всплески. В более ранних работах предполагалось, что фон
представляет собой суперпозицию многих неразрешимых маленьких
всплесков, но в действительности, это, по-видимому, не так. В
сильных бурях фоновый континуум может достигать значений, более
чем в 10 раз превышающих интенсивность радиоизлучения
спокойного Солнца.
б) Континуум IV типа - это широкополосный радиоконтинуум
ис.плесков IV типа. Можно различать микроволновый, дециметро—
шли и метровый континуумы. Излучение образуется посредством
гмросинхротронного механизма и при рассеянии черенковских
плазменных волн на фоновой тепловой плазме.
I L8. Всплеск i типа (шумовой всплеск)
И вплесни I типа (шумовые всплески) - это короткоживущие узко-
полосные всплески, которые обычно наблюдаются в больших
количествах во время шумовой бури на метровых длинах волн (фото 49).
11/1 частоте 700 МГц всплески продолжаются 0,3 - 0,7 с и имеют
ширину полосы 3-5 МГц. Их максимальная интенсивность
меняется в широких пределах от значений, составляющих долю
интенсивности спокойного Солнца, до значений, во много раз превышающих
чу величину. Они' могут иметь вид "наклонных" всплесков в
плоскости f.t (например, с?(In/) fit « + 0,05 мин"1 ). Шумовые
исплески обычно обладают сильной круговой поляризацией, но
шюгда наблюдаются и неподяризованные всплески, преимущественно
пблизи солнечного лимба. Угловые размеры шумового всплеска
• in тлпляют 2-4' на частоте 200 МГц и 3-5; на 80 МГц0
У примерно 15% всплесков I типа наблюдается дрейф по
положению со скоростями 1-3 минуты дуги в секунду (на 170 МГц).
'Ми дрейфующие всплески I типа чаще появляются вблизи лимба,
Ч1»М вблизи центра солнечного диска.
Во время шумовых бурь часто наблюдаются цепочки всплесков
I типа. Они содержат разное количество (от единиц до сотен)
шумовых, всплесков, образующих относительно узкополосные (5—
I В МГц) дорожки. Часто наблюдается медленный дрейф этих
дорожек, главным образом к более низким частотам.
м

114 11.9. Всплеск II типа
Никакого удовлетворительного объяснения всплесков I типа
еще не найдено.
BOUGERET J.L. Astron. Astrophys., 24,. 53, 1973.
ELGAROY 0. In Solar System Astronomy, ed. J. Aarons, New York, Plenum
Press, C.h.U), 1965.
ELGAROY 0., UGLAND 0. Astron. Astrophys., 5, 372, 1970.
HANASZ Te Australian J. Phys., 19, 635, 1966.
11,9. Всплеск ii типа (медленно дрейфующий всплеск)
Всплески II типа (медленно дрейфующие всплески) представляют
собой большие возмущения в диапазоне метровых и декаметровых
волн, которые дрейфуют от высоких частот к низким со скоростью
«1/4 МГц/с (фото 50). Они связаны примерно с 25% наиболее
мощных вспышек, начинаются приблизительно через 10 мин после
флаш«ч]зазы и продолжаются около 10 мин. Примерно в половине
случаев наблюдается гармоническая структура, причем в полосах
излучения основной и второй гармоник (с относительной шириной
полосы Л///"-0,1) обнаруживаются похожие тонкоструктурные
образования, в том числе и расщепленные полосы. Отношение
гармоник обычно чуть ниже 2,0 (в среднем 1,95).
Эти всплески были обнаружены с космического аппарата на
частоте 0,3 МГц, соответствующей расстоянию более чем в 30R_ от
Солнца. Согласно плазменной гипотезе скорость их дрейфа
соответствует скорости источника < 103 км/с. Предполагается, что
движущийся источник представляет собой бесстолкновительную магнито-
гидродинамическую ударную волну, образующуюся во время флаш-
-фазы вспышки. Такая ударная волна распространяется в широком
угле, как это следует из больших размеров источника всплеска
II типа, который может образовать огромную дугу вокруг вспышки
(фото 51).
На динамической спектрограмме от полосы II типа иногда
отделяются быстро дрейфующие всплески III типа как с прямым, так
и с обратным дрейфом. Они образуют картину, получившую
название елочная структура.
Полосы гармоник всплесков II типа иногда одинаково
расщепляются на две или несколько компонент, разделенных интервалом,
равным приблизительно 10% их средней частоты ( расщепленные
полосы ), Предполагается, что эта структура возникает в результате
излучения плазмы как перед фронтом, так и после фронта ударной
волны II типа (фото 50),
ROBERTS J.A. Australian J. Phys., 12, 327, 1959.
SMERD S.F., SHERIDAN K.V., STEWART R.T. Astrophyjs. Letters. 16, 23, 1975.
WILD J.P., SMERD S.F. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 10, 159, 1972.

11.12. Всплеск III типа 115
11.10. Быстродреифующий шумовой всплеск
' >то выделенная Эллисом категория декаметровых всплесков,
имеющих мгновенную ширину полосы лишь ^0,03 МГц с дрейфом в
направлении более низких частот 1-2 МГц/с. Быстр о дрейфующие шумовые
«сплесни наблюдаются на частотах ниже 50 МГц во время декамет-
ровых шумовых бурь, часто в виде групп, состоящих примерно из
10 всплесков. Их общая длительность составляет 1-2 с.
El -I .IS G.R.A. Australian J, Phys., 22, 177, 1969.
11.11. Дрейфующая пара
Дрейфующая пара представляет собой явление в декаметровом
диапазоне (20 - 70 МГц), состоящее из двух частей, причем вторая
часть представляет собой повторение первой с запаздыванием на
1%- 2 с. Скорость их частотного дрейфа ^2 МГц/с. Дрейф может
происходить как в направлении низких частот (прямой дрейф), так
it и направлении более высоких частот (пара с возвратным дрейфом).
Ллительность этого явления на любой фиксированной частоте
обычно меньше 1 с.
Крючкообразный всплеск представляет собой запись прямого дрей-
фа с такой же формой и шириной полосы, как и у дрейфующей пары,
тиччапно переходящей в запись возрастающей частоты.
Ш ,1 JS G.R.A. Australian J. Phys., 22* 177,. 1969.
IIOIWRTS J.A. Australian J. Phys.,-11, 215, 1958.
Всплеск in типа (быстродреифующий всплеск)
He плеск III типа (быстродреифующий всплеск) — очень распространен—
■ к ч» явление на метровых или декаметровых длинах волн. На дина—
i мпшекой спектрограмме у таких всплесков виден резко очерченный
фронт, который быстро дрейфует от высоких частот к низким со ско-
i-.м и.),,, записываемой в виде df/dt = «0,01 /1?84?где f выражается
В МГц/с.
Их продолжительность составляет одну или несколько секунд
и подрастает с уменьшением частоты. Максимальные интенсивности
'■iriiio высоки, порядка 100 едопо или значительно выше»
Всплески часто появляются группами, более сильные - в виде огромных
шлексов. На декаметровых длинах волн они могут быть столь
многочисленны, что создают впечатление бури. У всплесков III ти-
im может наблюдаться некоторая круговая поляризация, хотя
большинство всплесков ее не имеет. Некоторые авторы утверждают,
что при измерениях с небольшой шириной полосы обнаруживается
ипнойная поляризация.
Излучение III типа приписывается рассеянию черенковских плаз-
волн, генерируемых пучками электронов со скоростями

116 11.13, U-образный всплеск
^1/3 с. Принято считать, что большинство всплесков Ш типа
наблюдается на второй гармонике локальной плазменной частоты и
что первая гармоника, если она вообще существует, появляется
лишь спорадически (фото 52).
UN R.P. (ed.) Solar Phys., 46, 433, 1976.
STEWART R.T. In Coronal Disturbances, ed. G.Newkirk, IAU Symp., 57, 161,
1974.
Various authors! Space Sci, Rev,, 16, 1/2, Special Issue on
" Type III Solar Radio Bursts and Solar Electrons in Space," 1974c
11.13, U- образный всплеск
V^образный всплеск представляет собой разновидность всплеска
III типа и на динамической спектрограмме виден в виде
перевернутой буквы U (фото 54). Скорость частотного дрейфа в начальной
точке на высокой частоте сравнима со скоростью дрейфа
всплесков III типа. Точка поворота может соответствовать любой частоте
в метровом или декаметровом диапазоне. С космического
аппарата наблюдался всплеск с низкой частотой поворота, равной 1 МГц.
Длительность всплеска составляет несколько секунд, причем обычно
она больше при низких частотах поворота. Последовательно
развивающиеся поворот и смена направления дрейфа обусловлены тем,
что арочная конфигурация магнитного поля отклоняет
возбуждающие излучение электроны в направлении к более плотным корональ-
ным областям.
Обычно обратный ход менее интенсивен, чем прямой. Если
всплеск простирается только чуть дальше точки его поворота, то
он называется J-образным всплеском (фото 52).
LABRUM N.R., STEWART R.T. Ргс-с. Astron, Soc. Australia, 1, 316, 1970.
STONE R.G., FAINBERG J. Solar Phys., 20, 106, 1971.
11Л4, Стриа-всплеск
Это короткие (^1 с) всплески с узкой шириной полосы (15 -
100 кГц) и часто с медленным дрейфом по частоте (-£0,07 МГц/с)
в направлении более низких частот. Всплески наблюдаются в
диапазоне частот < 20 - 70 МГц. Стриа-всплески могут появляться
поодиночке, в виде расщепленных пар (всплески типа расщепленных
пар ) или в виде триплетов (фото 55). Интервал частот между
компонентами в парах или триплетах составляет 40 - 300 кГц.
Существует также класс стриа-всплесков большей длительности
(4—18 с) и без дрейфа по частоте, известных как диффузные стриа-
всплески..
Иногда наблюдаются два аналогичных стриа—всплеска типа "эхо"
с временным запаздыванием 1—4 с.

11.16. Пер вмещающий ел всплеск IV типа 117
Цепочки стриа-всплесковt имеющие частоты < 20-70 МГц и
дрейфующие таким же образом, как и всплески III типа, были названы
всплесками типа HI Ъ (фото 56). Они наблюдаются как предвестники
обычных всплесков III типа, отделенных от них интервалом £ 10 с.
I всплески типа Ш b имеют длительность около одной секунды в
отличие от всплесков III типа, продолжающихся 3-8 с, и значительно
более высокую степень круговой поляризации, вплоть до 100%.
BASELYAN Еф., GONCHAROV N.Yu., ZAITSEV V.V., ZINICHEV V.A.,
HATOPORT V.O., TSYBKO Ya .G, Solar Phys., 39, 213, 1974.
DE LA_N0E J,., BOISCHOT A, Astron. Astrophys., 20, 55, 1972.
MMiIS G.R.A., MCCULLOCH P.M. Australian J. Phys., 20, 583, 1967.
I Iol5. Всплеск IV типа
>то связанный со вспышкой продолжительный радиовсплеск,
занимающий широкую полосу частоТо Большие всплески IV типа
покрывают весь радиодиапазон от сантиметровых (или даже
миллиметровых) до декаметровых волн. Полный всплеск IV типа имеет
компоненты, соответствующие различным источникам и различным
механизмам излучения.
Микроволновый всплеск IV (IV ц) типа принадлежит к классу больших
иенлесков . Наиболее вероятный механизм излучения - (гиро)син-
хротронный; знак (частичной) поляризации соответствует знаку
необыкновенной волны.
Дециметровый всплеск IV типа (IV dm) занимает область частот
примерно 2000 - 200 МГц. Знак его поляризации, по-видимому,
тпотствует знаку обыкновенной волныо Вероятно, он образуется
•■■л счет рассеяния черенковских плазменных волн. В дециметровом
континууме часто наблюдаются характерные тонкоструктурные
образования - области поглощения, пульсирующая структура и т.д.
(фОТО 53).
Па метровых длинах волн существуют два типа источников
излучения: перемещающийся всплеск IV типа (IV тВ) и стационарный
.<'■ плеск IV типа (IV тА). Часто после всплеска II типа наблюдается
излучение от перемещающегося источника. Стационарные источники
находятся на сравнительно низком уровне и могут существовать
м гонение нескольких часово Иногда они постепенно переходят в
шумовую бурю I типа. Идеализированная картина расположения
компонентов в частотно-временной плоскости приводится на
рис. 11.3.
KUNDU M.R. Solar Radio Astronomy, New York, John Wiley, Ch. 11, 1965.
ПЛ'6. Перемещающийся всплеск IV типа
Перемещающиеся всплески IV типа представляют собой континуум
игилесков на метровых длинах волн, образованных источниками,

118 11.17. Пульсирующая структура
Рис. 11.3. Схема основных компонентов всплеска IV типа (схематическая
спетральная диаграмма).
движущимися в направлении от Солнца. Они обычно связаны с
эруптивными протуберанцами. С помощью радиогелиографа в Кальгура
были выделены три типа перемещающихся источников.
а) Изолированные источники, которые движутся от Солнца до
расстояний в несколько солнечных радиусов и, вероятно,
соответствуют каким-то плазменным сгусткам.
б) Расширяющиеся дуги, которые, по—видимому, ориентированы
вдоль связанных с фотосферой структур магнитного поля (фото 57);
вблизи их оснований поляризация имеет противоположные знаки.
в) Движущиеся фронты, которые, вероятно, связаны с ударной
волной.
Скорости источников - порядка нескольких сотен км/с, но
фронты могут двигаться вперед со скоростью около 1000 км/с.
Обычно считается, что излучение всплесков имеет гиросинхро-
тронное происхождение и генерируется электронами с энергиями
«0,1 - 1 МэВ.
SMERD S.F.,,DULK G.A. In Solar Magnetic Fields, ed. R.Howard, IAU Symp9,
43, 616, 1971.
WEISS A.A. Australian J. Phys., 16, 526, 1963.
11Л7, Пульсирующая структура
Пульсирующая структура — это название, данное относительно
широкополосным (от нескольких десятков до сотен МГц)
квазипериодическим флуктуациям интенсивности в дециметровом или метровом
континууме всплесков IV типа. Эти флуктуации обычно имеют почти
одинаковую фазу в пределах всей полосы частот. Квазипериод, как
правило, составляет от 0,5 до 2 с.

1119. Зебра-структура 119
Высота модуляции обычно имеет величину порядка нескольких
доцибел.
Четкого различия между пульсирующими структурами и квази-
i методическими последовательностями широкополосных областей
поглощения не существует (фото 53).
COTWOLS BJL. Solar Phys., 25, 232, 1972.
IIOSKNBERG Н. Astron. Astrophys., 9, 232, 1970.
YOUNG C.W., SPENCER C.L., MORETON G.E., ROBERTS J.A. Astrophys. J.,
133, 243, 1961.
1111'80 Области поглощения
(широкополосные, кратковременные)
Области поглощения {широкополосные, кратковременные) - внезапные
понижения интенсивности в дециметровом или метровом континууме
1\< плесков IV типа, которые появляются практически мгновенно в
широкой полосе частот, равной одной октаве, производя впечатление,
г>удто часть континуума внезапно исчезает и появляется вновь.
Продолжительность этих понижений, которые иногда бывают глубо-
КИМИ (>3 дБ), составляет примерно от 0,1 до 1 с. Широкополосные
области поглощения часто наблюдаются в виде последовательностей,
которые могут быть или квазипериодическими (подобно
пульсирующей структуре) или нерегулярными (фото 53).
Пыло предложено объяснение этого явления в рамках представ-
линий о временном нарушении конусной неустойчивости, вызванном
прохождением быстрых частиц параллельно магнитному полю.
KIIVTERS J. Solar Phys., 36, 157, 1974.
ИЛ9о Зебра-структура
(параллельно дрейфующие полосы)
рактерная картина, получившая название зебра-структура (пар ел*
пыльно дрейфующие полосы), иногда наблюдается в дециметровом
или'метровом континууме всплесков IV типа. Она состоит из
приблизительно равноотстоящих друг от друга параллельно
дрейфующих эмиссионных полос, разделенных областями пониженной инт.ен—
< шшюсти. Соседние максимумы отстоят друг от друга на ^ 2 -4 МГц
(фото 53). Предполагается, что эти максимумы обязаны своим
hi и .похождением плазменным волнам на верхней гибридной частоте,.
которые возбуждаются при определенных условиях в тех местах,
где эта частота является целым кратным гиро частоты.
V\X\S\\0\ 0. Astrophys. Norv., 7,123, 1961.

120 11.20, Всплеск с промежуточным дрейфом
1L2Q* Всплеск с промежуточным дрейфом
(всплеск-волокно)
Шсплвспи с промежуточным дрейфом (всплески-волокна) наблюдаются
в континууме IV типа на дециметровых или метровых длинах
волн в виде совокупности чередующихся полос повышенной и
пониженной интенсивности. Скорость их дрейфа по частоте имеет
значения от -5 до -50 МГц/с, промежуточные между
соответствующими скоростями для всплесков II и III типов. Повышенная
интенсивность наблюдается с высокочастотной стороны каждой полосы.
Мгновенная ширина полосы ъ 2 МГц, а в целом покрывается
диапазон ^50 - 150 МГц (фото 53).
Предполагают, что всплески с промежуточным дрейфом
возникают при взаимодействии волн свистов, распространяющихся вдоль
магнитного поля, с плазменными волнами,
YOUNG.C.W., SPENCER C.L., MORETON G.E., ROBERTS J.A. Astrophys. J.,
133,243,1961.
11.21, тт Головастики"
Слотти ввел название "головастики" для обозначения очень
характерного типа микроструктуры континуума IV типа в области
частот 220 - 320 МГц. Для него характерно наличие "тела'',
образованного участком сильного поглощения с ярким
эмиссионным "глазом" с высокочастотной стороны и сравнительно слабым
эмиссионным хвостом с низкочастотной, простирающимся
примерно на 40 МГц. На динамической спектрограмме структура
вытянута приблизительно параллельно оси частот. Время жизни "теда"
в поглощении около 0,2 — 0,3 с (фото 58).
Возможно, что "глаз" - это то же самое, что и мини-всплеск,
т.е. узкополосный (1-3 МГц), кратковременный (0,05 - 0,15 с)
всплеск, наблюдающийся на частоте 500 — 550 МГц.
ELGAR0Y0., SVEEN O.P. Solar Phys., 32, 231,1973.
SLOTTjE С. Solar Phys., 25, 210, 1972.
lL22e Спайк (вспышечный всплеск)
На метровых длинах волн наблюдаются вспышечные всплески (спайки)
чрезвычайно короткой длительности (0,1 с или еще меньше).
Условно можно выделить две категории спайков. Буреподобные
спайки, как и всплески I типа, имеют ширину полосы от
нескольких МГц до 10 МГц. Они концентрируются в довольно коротких
интервалах времени длительностью в несколько минут и чаще
появляются в поздних фазах всплесков IV типа.
Спайки, связанные со всплесками III типа, наблюдаются непо—

11.24. Выдающиеся события 121
(родственно перед ними на несколько более высокой частоте, так
что на частотно—временной диаграмме всплеск III типа выглядит
КАК продолжение спайка. Ширина полосы частот спайков составляет
<>т нескольких МГц до нескольких десятков МГц. У большинства
ИЗ. них наблюдается дрейф по частоте, превышающей 100 МГц/с.
Спайки полностью поляризованы по кругу.
DE GROOT Т. Rech. Astron. Obs. Utrecht, 18, 1, 1966.
I'CKHOFF H.K, Inst, Theor. Astrophys,, Oslo,Rep. No.l.8, 1966.
TAUNSTROM G.L., PHILIP K.W. Astron. Astrophys,, 16, 21, 17, 267, 1972.
11.23. Всплеск V типа
Нсплеском V типа называется широкополосное непрерывное излучение
и/1 длинных метровых волнах, которое продолжается примерно в
точение минуты после появления всплеска III типа. Согласно
наблюдениям, источники всплесков V типа имеют больший угловой
диаметр, чем источники сопутствующего всплеска III типа, и
несколько смещены от них. Предполагается, что излучение испускает—
< •,[ черепковскими плазменными волнами, возбуждаемыми
электронами, временно захваченными в магнитных петлях, примыкающих
к нейтральной плоскости, в которой наблюдаются всплески III
типа (фото 59).
WKISS A.A., STEWART R.T. Australian J. Phys., 18, 143, 1965.
11.24e Выдающиеся события
Данные о наблюдающихся солнечных радиовсплесках на
фиксированных частотах регулярно публикуются в "Quarterly Bulletin on
Solar Activity" ПОД названием "Distinctive events" (выдающиеся
события) и в "Solar Geophysical Data" (HOAA, США) под названием
"Outstanding Occurences" {мощные события).
Формы, которые мощные микроволновые всплески приобретают
на записях на фиксированной частоте, обозначаются следующими
символами (см. рис. 11.4):
S - простой (Simple): чаще всего нетепловой микроволновый
импульсный всплеск или дециметровый всплеск.
С - сложный (Complex): комбинация небольшого или
значительного количества простых всплесков.
F - флуктуация (Fluctuation): небольшой всплеск типа С,
накладывающийся иногда на основной всплеск.
GB - большой всплеск (Great Burst): всплеск типа С особенно
большой интенсивности.
PRE- предвестник (Precursor): предвсплесковая активность,
связанная с основным всплеском.

122 11.24. Выдающиеся события
S
GRF
С
PRE
Л
1/мин
(♦S)
10 мин
^J ■ «\ -
2/иин
, -^—(
1/иин
SER
FAL
GB
PBI
2/иин
i 2/иин
1—' 2<иин
Интенсив- >500еб.п
ность
Ю/иин
5/иин
ABS
RF
NS
5/иин
f <600МГц
20д1ин
в развитии
/
Начало
Длительность;ча сы
Рис. 11.4. Выдающиеся события и их обозначения.
PBI - поблевсплесковое возрастание (Post-Burst Increase) : хвост
основного всплеска, который можно рассматривать как
усиление S-компонента (медленно меняющегося компонента).
GRF *~ всплеск с постепенным возрастанием и спадом (Gradual Rise and
Fall): временное усиление S-компонента или подобная
же активизация во вспышечной области. Усиление иногда
может начинаться с относительно резкого подъема, подобного
простому всплеску. Если этот резкий подъем можно
отчетливо распознать как простой всплеск, то GRF переходит в
PBI . Отметим, что оба всплеска имеют похожие
характеристики.
ABS - поглощение (Absorption) : поглощение, вызванное
выброшенным веществом, которое появляется в основном после всплеска;
иногда оно называется послевсплесковым спадом. Это явление
может наблюдаться часто, но его можно распознать лишь в
том случае, когда поток уменьшается до предвсплескового
уровня. Временный спад потока, называемый иногда
всплеском в поглощении, может быть также причислен к ABS i но
может быть и просто временным спадом излучения.
Следующие три символа имеют морфологический характер. Они
могут понадобиться из—за ограниченного времени наблюдений или
для простоты классификации.

11.26. Направленность 123
R-подъем (Rise): может происходить также в начале
продолжительного усиления S-компонента, связанного с другими
солнечными всплесками.
KAL - спад (Fall).
SER - серии всплесков (Series of Burst).
На дециметровых, метровых и декаметровых длинах волн
большинство событий относится к типу С, включая и всплески типа
l(1 и GB „ Следующие два символа используются исключительно для
этого диапазона волн:
NS - шумовая буря (Noise storm);
\\V - возрастание и спад (Rise and Fall); более или менее
нерегулярные подъем и спад континуума длительностью от
нескольких минут до ча_са.
Кроме того, в "Solar Geophysical Data" используется и число-
1Юй код. Описание кода содержится в выпусках "Solar Geophysical
Data" » посвященных объяснению данных наблюдений (дополнения к
февральскому выпуску).
Infraction Manual for Monthly Report of Solar Radio Emission, World Data
Center-C2 for Solar Radio Emission, Toyokawa Observatory (Japan), 1975.
11.25. Спектральная диаграмма
Спектральная диаграмма - это графическое представление процесса
развития большого радиовсплеска. Интенсивность изображается
почернением различных степеней как функция времени и частоты.
Эта диаграмма лучше представляет общий ход события, чем
спектрограмма радиоизлучения. Она определяется по большому числу
маписей на фиксированных частотах, но, безусловно, груба и на
Ней не видны короткоживущие или узкополосные детали (рис, 11.5).
KIMJGER Ae Physics of Solar Continuum Radio Bursts, Berlin, Akademie
Verlag, Appendix 2, 1972.
11.26. Направленность
Направленность излучения от солнечных радиоисточников - это
характеристика ширины излучаемого ими пучка. До эксперимента
"Стерео" направленность могла выводиться лишь статистически
из исследований вариаций интенсивности или частоты появления
псплесков от центра к краю. Например:
а) шумовые бури: наблюдаются не часто и имеют небольшие
интенсивности, когда связаны с центрами активности, отстоящими
Гюлее чем на 60° от центра диска;
б) микроволновая медленно меняющаяся компонента: изменение
от центра к краю происходит несколько медленнее, чем по
косинусоид ал ьному закону;

124 11.27. Солнечные радиотелескопы
Рис. 11.5. Пример спектральной диаграммы, изображающей всплеск IV типа
( 26 мая 1960 г., время всемирное).
в) всплески I типа: эксперимент "Стерео" показал, что
полная ширина луча на уровне 3 дБ составляет меньше 25°;
г) излучение III типа: показывает значительно меньшую
направленность.
Эксперимент "Стерео" позволил обнаружить и измерить
направленность излучения солнечных радиовсплесков на 196 МГц
посредством одновременных наблюдений в Нансэ и с советской
межпланетной станции "Марс-3" в период с 31 мая 1971 г. по
24 февраля 1972 г.
CAROUBALOS С., STEINBERG J.L. Astron. Astrophys., 32, 245, 1974.
STEINBERG J.L., CAROUBALOS С, BOUGERET J.L. Astron. Astrophys., 37,
109, 1974.
1L27O Солнечные радиотелескопы
Большинство солнечных радиотелескопов собирают излучение с
помощью одного или. нескольких параболических зеркал. На более
длинных метровых и декаметровых волнах нередко используются
системы дипольных, типа Уде—Яги, спиральных или
лог—периодических антенн.
В фокусе зеркала радиосигнал обычно попадает на облучатель

11.27. Солнечные радиотелескопы 125
в виде рупора (сантиметровые и дециметровые волны), диполь
(систему диполей) или лог-периодическую антенну (дециметровые
и метровые волны). Размеры зеркал составляют от 1 до 25 м.
Радиоспектрография обычно осуществляется с помощью одного
зеркала. Для радиогелиографии необходима интерферометрическая
комбинация одиночных антенн (зеркал или антенн другого типа в
зависимости от длины волны). Различные антенные системы
используются и в гелиографических радиотелескопах. Ниже в качест-
De прим.ера приведены описания нескольких солнечных
радиотелескопов различного типа.
Радиогелиограф обсерватории Тоекава (длина.волны 8 см)
(Институт исследования атмоофериков, Нагойский университет, Япония)
представляет собой Т-образную систему трехметровых
параболических зеркал с 32 элементами, установленными в направлении
г. востока на запад, и 17 элементами - с севера на юг. Его
максимальная разрешающая способность 1,5 .
Двумерное сканирование позволяет получать солнечную карту
каждые 40 с. Вычислительная система осуществляет прием и
обработку данных.
Много элементный радиотелескоп Алгонкинской радиообсерватории
(Лейк-Траверс, Онтарио, Канада) состоит из системы 32
трехметровых параболических рефлекторов, представляющих собой один
из элементов составного интерферометра, и 4 таких же
рефлекторов, установленных симметрично относительно системы из 32
антенн вдоль того же направления с востока на запад. Апертура
и 665 м дает веерообразный луч с размерами 0,5 в направлении
с востока' на запад и 2° в направлении с севера на юг на рабочей
частоте 2800 МГц.
Радиогелиограф в Нансэ (частота 169 МГц) представляет собой
иытянутую с востока на запад систему двух 10—метровых и
шестнадцати 3-ме.гровых зеркал, установленных в виде составного
интерферометра вдоль базы длиной 3200 м. Взаимосвязи обоих 10-
метровых зеркал с каждой из 3—метровых антенн дают 32
отдельных фурье—компонента пространственного распределения яркости.
Одномерные изображения с разрешением 1,7' получают посредством
преобразования Фурье со скоростью, большей 10 с"1.
Радиогелиограф в Кальгура представляет собой систему из
1)6 зеркал (диаметром 13 м), установленных вдоль окружности с
диаметром 3 км. Диаграмма направленности модифицирована
введением в сигналы антенн соответствующих задержек в виде быстрой
последовательности и последующим объединением образующихся
сигналов.
Разветвленная электрическая цепь имеет 48 выходов,
соответствующих ряду из 48 антенных лучей, вытянутых в направлении с
севера на юг. Система управляемых компьютером фазовращателей

126 11.28. Радиоинтерферометр
выполняет функции сканирования и слежения. Изображение Солнца
на 80 МГц строится дважды в секунду. Поле изображения, имеющее
размеры 2° х 1,6°, состоит из 60x48 точек, отстоящих одна от
другой на 2,1' .
Ширина направленного луча на уровне половинной мощности
составляет 3,7' на частоте 80 МГц.
Гелиограф работает на 80 МГц с 1958 гм а в настоящее время
преобразован для работы также на .160 МГц и 43,25 МГц.
Антенная система в Кларк-Лейк (Калифорния) - это Т-образная
система конических лог-периодических спиральных антенн,
образованная из 480 элементов, установленных вдоль 3000-метрового
плеча в направлении с востока на запад, и 240 элементов,
установленных вдоль 1800-метрового плеча в направлении с севера на
юг. Элементы фиксированы в вертикальном направлении и имеют
независимую от частоты ширину луча, равную 100°.
Направленный луч получают посредством подбора
соответствующих фаз между элементами. Инструмент может работать на любой
частоте в диапазоне от 15 до 130 МГц с соответствующей
шириной луча от 27' до 3 . Изображение получается один раз в
секунду.
Proceedings.IEEE, 61, 9, Special Issue on "Radio and Radar Astronomy"
1973. У '
1L28, Радиоинтерферометр
Радиоинтерферометр состоит из двух или большего числа антенн,
связанных между собой кабелями таким образом, чтобы сигналы,
получаемые от каждой антенны, интерферировали между собой.
С помощью двухэлементного интерферометра можно определить:
а) положение "центра тяжести" солнечного радиодиска;
б) контрастность краев источника.
Интерферометр с качающейся диаграммой направленности
сканирует лепестковую диаграмму направленности с помощью
подключенного к одному из кабелей непрерывного фазовращателя (
интерферометр с фазовым сдвигом ). Эта схема используется для нахож- •
дения местоположения перемещающихся источников радиоизлучения
на Солнце.
Много элементный интерферометр состоит из 2п
равноотстоящих друг от друга элементов (где п обычно составляет от 3
до 5). Диаграмма направленности антенн содержит ограниченное
число узких лепестков, каждый из которых может сканировать
источник ограниченной протяженности, такой, например, как
солнечный диск. Элементы многоэлементного интерферометра могут
быть использованы для апертурного синтеза. Быстрое
синтезирование позволяет практически мгновенно получить карту Солнца.

11.29. Радиополяриметр 127
Это осуществляется, например, на 169 МГц с помощью 32-эле-
ментного интерферометра в Нансэ.
Составной интерферометр представляет собой комбинацию двух
антенных систем, связанных одна с другой в режиме фазовой
коммутации. Обычно одна из систем многоэлементная, а другая
может быть многозлементным или двухэлементным (некоммути-
рованным) интерферометром или же состоять из единственного
отражателя. Если их расположить соответствующим образом вдоль
прямой линии, можно получить узкий луч наиболее оптимальным
способом, не покрывая всю базу равноотстоящими друг от друга
антеннами.
Соединение с помощью схемы фазовой коммутации двух
антенных систем, расположенных под прямым углом одна к другой
(восток - запад и север - юг), называется крестом Христианеена
или многоэлементным крестообразным интерферометром.
Диаграмма направленности состоит из ряда хорошо изолированных
остронаправленных лучей. Такие интерферометры широко исполь-
s3yioTCfl для картографирования Солнца на сантиметровых и
дециметровых длинах волн. Кольцевая система антенн применяется в
радиогелиографе обсерватории Кальгура.
CHRISTIANSEN W.N., HOGBOM J.A. Radiotelescopes, Cambridge, 1969.
[Имеется перевод: Христиансен У., Хё'гбом Н. Радиотелескопы. —
М.: Мир, 1972.]
COVINGTON A.E., LEGG Т.Н., BELL M.B. Solar Phys., I, 465, 1967,
KRAUS J.D. Radio Astronomy, New York, McGraw-Hill Book Co., Ch. 6, 1966.
11.29. Радиополяриметр
Поляризация солнечного радиоизлучения измеряется
радиополяриметром . В солнечных явлениях преобладает круговая поляризация,
поэтому большинство солнечных поляриметров создается для
измерения знака и степени круговой поляризации. Излучение
принимают с помощью двух перекрещенных под прямым углом друг к
другу диполей или сдвоенных линейно поляризованных рупоров в
фокусе параболической антенны. Вводя фазовое запаздывание
между сигналами на + 90° и суммируя их, получают правосторонний
или левосторонний круговой компонент. С помощью фазовой
коммутации и синхронного детектирования можно измерить различие
интенсивное?ей двух компонентов с большой точностью.
Для измерения общего состояния поляризации необходимо
определить поляризационный эллипс (отношение осей и ориентацию)
или, что то же самое, четыре параметра Стокса. Это требует в
дополнение к двум перпендикулярным линейным приемникам еще
одного — в диагональном направлении. Четырех независимых из—

128 11.30. Радиоспектрограф
мерений тогда достаточно, чтобы полностью определить состояние
поляризации.
AKABANE К., COHEN M.H. Astrophys. J,, 133, 258, 196L
GROGNARD R.J.M., MCLEAN D.J. Solar Phys., 29, 149, 1973.
TANAKA E.. KAKINUMA T. In Radio Astronomy, ed9 R.N.Bracewell, IAU Symp.,
9, 215, 1959.
1L30, Радиоспектрограф
Радиоспектрограф регистрирует мгновенное распределение
спектральной интенсивности солнечных радиособытий как функцию
времени. В радиоспектрографии обычно применяют аппаратуру
сканирования частоты, в которой приемная частота пробегает
некоторую полосу частот, что достигается быстрой настройкой
гетеродина. Интенсивность сигнала используется для модуляции яркости
светового пятна электронно-лучевой трубки. Проектируя
изображение экрана ЭЛТ на движущуюся кинопленку, получают частотно-
временную индикацию динамического развития спектра. Запись на
пленке называется динамической спектрограммой. Первый
радиоспектрограф Вилда и Мак-Креди покрывал диапазон частот от 70
до 130 МГц. Недостатком этого метода является ограниченная
чувствительность, так как излучение на каждой частоте
принимается в течение всего- лишь небольшого интервала времени приема.
В многоканальных спектрографах этот недостаток преодолевается
с помощью набора приемников, настроенных на ряд близких частот,
однако трудно получить идентичные характеристики приемников в
большом амплитудном диапазоне. Контраст сравнительно слабых
сигналов может быть значительно усилен с помощью вычитания
квазипостоянной интенсивности фона. Ограниченный динамический диапазон
(20 — 30 дБ), определяемый использованием фотографической
пленки для дисплея, можно расширить, применив цифровую запись
на магнитную пленку, которая имеет то дополнительное
преимущество, что позволяет проводить точные количественные измерения.
Коул предложил совершенно иной метод, в котором используется
преобразователь, связанный со стержнем из кварцевого стекла,
который преобразует широкополосный (100 МГц) радиосигнал в
бугущую акустическую волну. Вариации давления этой волны
модулируют фазу коллимированного лазерного луча, пересекающего
стержень.
Дифрагированный свет выходящего пучка после прохождения
через окуляр образует требуемый спектр.
COLE T.W. Ргос. Inst.Elec, Electron. Engrs., 61, 1321, 1973.
COLE T.W. Astrophys. Letters^ 1&,£9, 1973.
DE GROOT Т., VAN NIEUKOOFj.iolar Phys., 4, 332, 1968.
WILD J.P., MCCREADY LJ^JKjvdalian J. Sci. Res., A3, 387, 1950.
) ■

Фото 1.
Магнитограмма, полученная
на обсерватории Китт-
Пик 17 декабря 1974 г.
1 — полярные поля
положительной
полярности (яркие) на
севере и отрицательной
полярности (темные) —
на юге, 2—
крупномасштабная
структура поля на юге.
Обратите внимание на
структуру сетки в магнитных
полях. В северном
полушарии —
несколько активных областей.

Фото 2.
Магнитограмма, полученная
на обсерватории Китт-
Пик 15 января 1974 г.
/ — магнитная пука,
2 — эфемерная область
и ряд биполярных
активных областей.
Покрываемая рисунком
область составляет
1000 X 1250".

1111!
■■И
111
elilii
■I
ИШИ
тШ0!Шт:
шашшшшш
iiiiiiiiii
1 " т о 3. Магнитограмма, полученная на обсерватории Китт-Пик в центре
и. 1.1 в спокойной области 1 октября 1974 г., на которой заметно разделение
1ГИИТНЫХ полей вне пятен на элементы магнитного поля или флюксулы.
к пиля сетки, 2 — внутренние поля сетки. Покрываемая рисунком область
I оставляет 225 X 260", и самые слабые детали содержат поток 5-Ю16 Мкс

Ф о т о 4. Фотосферная грануляция в спокойной области вблизи центра
солнечного диска с филигранью в межгрануляционных полосках.
Фотоснимок получен на вакуумном солнечном телескопе обсерватории
Сакраменто-Пик при помощи фильтрах шириной полосы 60 А,
центрированного на длину волны Х6000 А (с согласия С. Кучмия, 24_сентября 1975 г.).

Ф о т о 5. Участок солнечного спектра (Х6497 А) с покачивающимися сол-
Н8ЧИЫми линиями и линией земного происхождения без покачиваний.
Фр.чуигоферовский институт, с согласия В. Маттига.)
ф о Т о 6. Спикулы на солнечном лимбе, наблюдаемые в центре линии
(обсерватория Сакраменто-Пик).
На

Ш(:Ш^^^Ш^Ш
1й- ;:Y*tlli:i"iH j 1Я1Ш::Ш1Ш1Шк - ;-:щг ii ...llf I
Фото 7. Хромосферная сетка в линии К Call. 1 —сетка в спокойной
области; 2 — усиленная сетка; 3 — старые рассеянные флоккулы; 4 —
молодая активная область (область всплывающего потока) с ярким
флоккулом; 5—зрелая флоккульная область. (Фраунгоферовский институт
обсерватория Анакапри.)
Фото 8. Флоккулы в линии К Call. (Обсерватория Сакраменто-Пик).

Ф ото 9. Кусты спикул, наблюдаемые в крыле линии На вблизи солнечного
лимба. Видна также сетка, окаймленная кустами, i (Обсерватория
Сакраменто-Пик.)

I
Ф от о" 11. Большой луч во время затмения 7 марта 1970 г. Контраст
снимки усилен применением радиального нейтрального фильтра и специальной
печатью, S — «трубка», Т —«шея»^(«горловина»), В —«луковица» («серп»)
(С. Кучмий).

Фото 12. Полярные щеточки, наблюдавшиеся во время солнечного
затмения 30 июня 1954 г. (С разрешения В. Иванчука, Киевский университет.)
Фото 13. Корональная полость и системасарок над протуберанцем,
наблюдавшиеся в К-короне во время солнечного затмения 22 сентября 1968 г.
(Институт астрофизики, Национальный научно-исследовательский центр,
Париж.)

Фото 14. Трещины, наблюдавшиеся во время солнечного затмения
7 марта 1970 г. над корональной дырой (С. Кучмий).

Фото 15. Корональная конденсация в белом свете во время затмения 22 сентября 1968 г. (С
разрешения С. Всехсвятского, Киевский университет.)

Ф о т о 16. Монохроматическая корона (зеленая и красная корональная
ми и ни). Наложение позитива в зеленых лучах (Х5303 А) на негатив в
Красных лучах (Х6374 А) выявляет структурные особенности и
температурные неоднородности в нижней короне. Области, кажущиеся яркими
(преобладает эмиссия в зеленой, линии) являются более горячими, чем
темные области (преобладает эмиссия в красной линии). (С разрешения
Ж. Л. Леруа, обсерватория Пик-дю-Миди; 26 мая 1970 г.)
Ф о т'о 17. Корональный транзиент, связанный с эруптивным
протуберанцем, наблюдавшийся при помощи коронографа на борту станции «Скай-
лэб» 10 июня 1973 г., 9 ч 43 мин UT. Видна петельная структура,
представляющая собой вещество, движущееся наружу со скоростью
приблизительно 450 км/с. Событие наблюдалось около получаса. (С разрешения
1\ Мак-Куина.)

^^ш^ш^я
ШШШШШШШ
ШЙ^^^Ш
Фото 18, Спорадическая конденсация, состоящая из близких друг к другу петель, и расширяющиеся корональ-
ные петли, наблюдавшиеся в линии Я 5303 А 3 февраля 1962 г. (Обсерватория Сакраменто-Пик.)

■ IB
ШИШШШШ
•:;Ж» ;* :
illilpllll
||||i|{f*|p
^■■.iWiilHiiii
||:; ;.|||||i*^HS:iS' ■•::,|111||
с . «> 1
= ^ ;.: аи
||11|В
1|#Ш1Щ1111|Ж:
■у
] 1-
':■•
<I> о т о 19. Рентгеновская корона, сфотографированная в диапазонах
длин волн 3—32 А и 44 54 А при помощи рентгеновского телескопа
(фирма «Американ сайенс энд энджиниринг», Кембридж, США) на борту
орбитальной станции «Скайлэб» 23 июня 1973 г. Видны корональные
дыры (Н), яркие корональные точки (Р), корснальные конденсации на
лимбе и диске (С) и корональные петли {арки) (L) на фоне диска.
(С разрешения А. Кригера.)

Фото 20. Активные области на Солнце по наблюдениям в различных длинах
волн.
Ф о то 20а. Спектрогелиограмма, полученная в линии Кю, т. е. в
"фиолетовом "крыле линии CalPK {(I 3967 А). /, 2, 3 — изолированные активные
области на разных стадиях эволюции, содержащие группы солнечных пятен,
4 — комплекс активности. Показаны также другие флоккулы с пятнами и
без них. (Снимок получен на Медонской обсерватории 13 августа 1974 г.)
Фотографии активных областей в центре линии К (кальциевые флоккулы)
см. на фото 7, фотосфзрные факелы (фотография в белом свете) см. на фото 28.

-w
Ф о Т о 206. Радиодиск Солнца по наблюдениям на волне X = 3 см. АО вид-
ИЫ как области повышенного радиоизлучения (флоккулы в радиодиапазоне),
Н ружок внизу слева (HPBW) показывает диаграмму направленности по по-
kt.ii иной мощности. (С разрешения Хахенберга, Институт Макса Планка,
Отделение радиофизики, Бонн.) Магнитографическое изображение активных
<><>./!.-1ГТОЙ см. на фото 1.

iiiiiiiiliililliiiSlii
ЯШЯВИИШ
llliililiiilii
Фото 20в. Спектрогелиограмма в линии На (водородная линия X 6563 А). Показана активная
область вблизи центра диска, окруженная крупной солнечной вихревой структурой, небольшие
молодые АО с яркими флоккулами (областями всплывающего потока) вблизи обоих лимбов,
старый рассеянный флоккул у восточного лимба (слева) и ряд темных волокон. (Снимок получен
на Медонской обсерватории 21 мая 1973 г.)

шшштшщзж
'I' о Т о 20г. Фотоснимки в линиях Hell X 304 А (вверху) и FeXV X 284 А, на
которых показано, как выглядят активные области на солнечном диске
при наблюдении в хромосферных и крайних ультрафиолетовых корональных
нитях. В корональной линии, над лимбом с правой стороны заметно зна-
ЧИТельное корональное уярчение, в линии Hell виден крупный активный
протуберанец. (Фотоснимок Лаборатории морских исследований США.)
11 юбражение АО в рентгеновской короне см. на фото 19.

Фото 21. Фильтрограмма в На (слева) и магнитограмма, полученные на обсерватории Сакраменто-Пик (7 мая 1974 г.).
Показаны три области всплывающего потока (1 , 2,3) в порядке возрастания их балла, рое (4) и движущиеся магнитные
образования (пятно S). Видны также темные волокна в На, обозначающие линию инверсии между участками магнитного
поля с противоположной полярностью. Занимаемая площадь составляет 256" X 256". (С разрешения Д. М. Раста.)

Ф ото 22. Фотоснимки активной области с биполярной группой солГечных
ПЯТен и системой арочных волокон соответственно в На + 0,5 А, На и На ->
0|Б А. (Фраунгоферовский институт, обсерватория Анакапри.)

^1 О
■::,•...;::;■. .;:::; ШЩ:'К Щ'Ш* fP-iJ
1 ...: | | И 1
||
: 1
;
<
1
II
■©
Щ
Ш.
■
ж
11 ИР.;.
p 1 щ
iiili
::
I:
■
i ■;;"
1
I
"50; '••' .
Щ ■ ":--; i ■ ■ '
2>v- *"
&■
О
\3
Фото 23. На магнитограмме кружками показаны эфемерные области^
светлые и темные участки соответствуют полям взаимно противоположной
полярности (Harvey et aL Solar Phys., 40, 87, fig. 1, 1975).
§iii!Ji!lliiIiil!i;lBli!!iF:: ■'
Фото 24. Спектр одного из г/сов в На с широкими эмиссионными
крыльями. (Фраунгоферовскии институт, обсерватория Анакапри.)

Ф ото 25. Вверху: фильтрограмма, полученная в центре линии На, с флок-
hi/льным волокном между флоккулами в линии На. Видна тонкая структура
флоккула с мелкими темными узелками и фибриллами, расположенными
мдоль волокна. Внизу: фильтрограмма в линии На — 0,5 А; волокно и
фибриллы замещены каналом волокна (флоккульным коридором). Во флоккуле
нпдпы мелкие узелки. (Фраунгоферовский институт, обсерватория Анакапри.)

Фото 26. Большое пятно правильной формы с суперполутенью. Видны также системы
соединительных арокч(А)/и другие .системы волоконец, волокна (F) и розетки (R) с темными узелками.
Фильтрогр.амма в На, Фраунгофёр.овский институт, обсерватория Анакапри )

iiii
11
ш
■11
iffmii
ШШ1ш т
Фото 27. Усь^ (бомбы)
вокруг солнечных пятен.
Видны также «кустики»,
окаймляющие ячейки
хромосфернои сетки.
(Солнечная обсерватория
Биг-Бэр.)

Фото 28. Фотосферные факелы, разрешенные на факельные гранулы.
(Обсерватория Пик-дю-Миди, 31 мая 1973 г., с разрешения Р. Мюллера.)
Фото 29. Большое солнечное пятно стойкой структурой полутени
(волокна, зерна). (Обсерватория, Пик-дю-Миди, 5 июля 1970 г., Х5280 ±
50 А, с разрешения Р. Мюллера.)

Фото 30. Филигрань
(F) и поры (Р) в
грануляционной картине
в центре диска в линии
Я3934 ± 30 А.
(Обсерватория Сакраменто-
Пик, 28 апреля 1973 г.,
с разрешения Дж. П.
Мельтреттера.)

Фото 31. Спектры вспышки в линиях К и Н Call (12 марта 1969 г., космофизическая
обсерватория Сан-Мигель, Аргентина). Видны широкие крылья линии Не, широкие линии Н и К и ряд
других эмиссионных линий.

ш
Ф о т о 32. Развитие типичной двухленто'чной вспышки с активизацией и
исчезновением волокна и образованием системы послевспышечных петель, а —
13 ч 13 мин UT, На — 0,75 А, видны выбросы (сёрджи) и активное волокно;
б — 13 ч 21 мин UT, Нос + 0,25 А, флаш-фаза вспышки вдоль магнитной
линии инверсии; в — 13 ч 29 мин UT, На — 0,75 А, максимум вспышки,
ленты вдоль магнитной линии инверсии; г — 13 ч 49 мин UT, На + 0,25 А,
фаза, следующая за максимумом вспышки; как в излучении, так и в
поглощении видны вспышечные петли, связывающие разделившиеся ленты.
(Фраунгоферовский институт, обсерватория Анакапри, 15 июня 1972 г.)

Фото 33. Слабая вспышка (Р) 15 июня 1972 г., связанная с подъемом
волокна, а — 8 ч 41 мин UT, F — небольшое, слегка активизированное
волокно в На; бив — 9 ч 30 мин UT, На и На — 0,75 А, вспышка Р на
прежнем месте волокна F, волокно поднимается; Е — другое, возможно, вспышеч-
ноактивное волокно. (Фраунгоферовскии институт, обсерватория Анакапри.)

Ф о т о 34. Гигантская медленная вспышка, возникшая вслед за внезапным
исчезновением активизированных волокон 15 июня 1972 г., (21 ч 40 мин —
21 чООмин-UT, максимум вспышки в 10 ч 30 мин UT); на верхнем снимке
показаны активные волокна (G и Н) и еще одна вспышка в активной области в
К) ч 30 мин UT; на нижнем снимке — медленная вспышка, состоящая из
центральной части (К) в активной'области и уярчений, образующих гигантскую
арку (/ « 500 000 км) за пределами прежнего местоположения волокон (L —
М — N). (Фраунгоферовский институт, обсерватория Анакапри.)

Фото 35. Лимбовая вспышка в На, западный лимб, 2 декабря 1967 г.,
22 ч 47 мин UT (обсерватория Биг-Бэр).
в iii
11,.; ~* ; !- ^;: Д
fililllli
а
1
flllllilfi
Й
liiiiiii |
1111
И
I
1
1
я
и
Kill
iiiii
Ilii
'iiilllii
:4|||||||
ill
■
i
■
■.■■.■■.■■ . ■. ■ ■ ■... ■.■...■■
Фото 36. Волна Моретона, связанная с протонной вспышкой балла ЗВ
28 августа 1966 г. На центральном снимке она видна как яркий фронт в
центре линии На, на боковых снимках — как темный фронт в обоих крыльях
линии На (15 ч 1 мин UT, обсерватория Сакраменто-Пик).

^
wt
Ч> о т о 37. Белая вспышка, наблюдавшаяся во время вспышки балла ЗВ 7 ав-
густа 1972 г. в 15 ч 20 мин UT (обсерватория Сакраменто-Пик).

Фото 38. Активный протуберанец, сфотографированный в линии OIV.
X 1032 А (Астрофизический центр, Кембридж, США.)

Фото 39. Колпачковый протуберанец в линии На вблизи группы пятен на западном лимбе.
(9 июля 1970 г., Фраунгоферовскии институт, обсерватория Анакапри.)

ifl|||
iiilllllliSll
Ш
„iltf :
Ш:^:1..:^:1"2'-'2Ж1.^.
■виши
iiiiiiiii
Illllllli
;JJ
•
1
ill»
ii
i
lilfili tiii ■.••.•.■•■,;.■■;■
||pi|lpi»ii
Illill
Iiiiiiiii
Iiiiiiii
iiiliill
HI
ЩШйдшщ
iiiiiiii
iiiiiiiii;?
iiiiiiiii
11111
Щ
. I-
lilll
1
lllllll
ill Iiii 81
6
Щ..
и
111
ii
iii
ii
11
1||й|:15;|&
1
i
1
mm
i
I
: lllBeKlliiiiliiJ
jtiiiiiiii
• m::^ |
Ы:,т
Ш&
iiiiaftliiiili
liiiili Iiiiiiii
jiillfl! .ellliiiili
Hill цат
нищ tiiiiiii
iiiiilis
ШШтШШШ
; i 1
iiiiiiiii i;g::iiiiil
illilllllii liiil
■■■::*-;*S:fS'-:S;":.::s#S||':"i:'>K::|;:;:S -SSI^Ilj
lilillBliiiiliil
lllieiiii
iiiiiiiliiii'iiiili
illliliit
illiiiiilllllililliil
ттттттмтттшшш.
iiiiiiii
1 Jlj
iSiiiiiSiii
lisiii:!«:ii?::i|;|ii
111111111
lilliiiliieiillil
iiiiiiiii
iBiiiiiii'iifii
iiillli
lllllll
illllHllli
шиш
■ii
ii!»
Iiiiii
lllllll
iiii
iiii
«««В
■ill
111
iiiiii
13
iiii
-;:;i:
liiiiii
leiiiiiilliliililii
iiiiipiii
iiiiii
iiiiiiii
:§ШШШШ
IBiiiil
iBiSiilBBiii
iiiiiiiii
вшит
Фото 40. Корональнсе
облако в^На,
(Обсерватория Сакраменто-Пик,
Нью-Мексико, США.)

Фото 41. Корональный
дождь'в Нос.
(Обсерватория Сакраменто-Пик,
Нью-Мексико, США.)

Ф о т^о 42. Спокойное волокно в линии На (спокойный протуберанец,
видимый в поглощении в проекции на солнечный диск, 31 января 1959 г.),
длина волокна 450 000 км. (Фраунгоферовский институт, обсерватория
Анакапри.) г
Фото 43. Спокойный протуберанец, у которого в линии На видна
преимущественно вертикальная тонкая структура, (Обсерватория Сакраменто-
Пик, Нью-Мексико, США.)

т
w
:
ч
|:1|||р|
i i
■
if
ill
Iliilllllllllllll
II
:pig|:
4
illllll
lliliiilill
f'
:
1
■1
я
1
(1> ото 44. Фильтрограмма в линии На, на которой видны полярная корона и
спокойное волокно в королевской зоне протуберанцев в северном полушарии.
(I октября 1966 г., Фраунгоферовский институт, обсерватория Анакапри.)
Фото 45. Сердж, видимый в поглощении и в эмиссии На в проекции на
солнечный диск. (22 мая 1970 г., солнечная обсерватория Биг-Бэр.)

ilii
lilt s:'
i'lll
Фото 46. Поднимающийся спокойный протуберанец, 13 марта 1970 года, 20 ч 11 мин UT.
(Астрономический институт, обсерватория Халеакала, Гавайи, США.)

Ф ото 47. Протуберанец типа спрэй, 3 января 1969
(Астрономический институт, обсерватория Халеа^
ч<и w^w, и ппвауп 1эиу г., высота^бОО 00G км.
обсерватория Халеакала, Гавайи, США.)
Ф о т о 48. Вспышечный петельный протуберанец, видимый в линии Нес
(верхняя часть рисунка) и в зеленой корональной линии Х5303 А. (6 марта 1970 г
Астрономический институт, обсерватория Халеакала, Гавайи, США.)

"215 МГц'
,~253 МГц
Фото 49. Радиоспектрограмма шумовой бури, с вычтенным фоновым континуумом
(5 мая 1971 г., 7 ч 17 мин UT). Данные были получены с помощью 60-канального
радиоспектрографа в Двинжело. Время отсчитывается слева направо; отмечены
секунды.
Фото 50. Радиоспектрограмма всплеска II типа. На записи, полученной с
помощью радиоспектрографа в Кальгура, очень отчетливо видна гармоническая и
расщепленная на отдельные полосы структура (время всемирное).

Фото 51. Радиогелиоррамма источника всплеска II типа на 80 МГц,
полученная с помощью радиогелиографа в Кальгура 30 марта 1969 г. (S. F. Smerd*
Proc. Astron. Soc. Australia, 1, 305.)

X i
Е
■ О]
Е
а;:
л*
0Тч50иин|
01 м 51 и и и
Щц 52 ми н
Фото 52. Группа всплесков III типа,
содержащая несколько J-образных
всплесков (время всемирное), Запись
получена с помощью радиоспектрографа
в Кальгура. (I. D. Palmer, R. P. Lin.
Proc. Astron. Soc. Australia, 2, 101.)
215ИГц
-255 МГц
Фото 53. Тонкая структура континуума при всплеске IV типа (29 июня 1971 г.). Можно различить детали:
широкополосные области поглощения;(слева), пульсирующую структуру (лучше видна слева от центра), зебра-
-структуру или параллельно дрейфующие полосы (справа), всплески с промежуточным дрейфом или
всплески-волокна (заметны как полосы слева, пересекающие области поглощения). Запись получена с помощью 60-канального
радиоспектрографа в Двинжело (фоновый континуум исключен). Время отсчитывается слева направо, отмечены
секунды.

<|) о т о 54. ПрИхМер U-образного всплеска (время всемирное),
зарегистрированного с помощью спектрографа в Кальгура. (R. Т. Stewart, Solar Phys.,
40, 417, 1975.)

£ 25,0
'■■'бремя':-.
fc
Время
Фото 55. Образцы
всплесков типа стриа. а —
одиночный всплеск (8 ч 41 мин UT),
б — расщепленная пара
(8 ч. 41 мин UT), в — триплет
(9 ч. 33 мин UT). (L. L. Base-
lyanetal. Solar Phys., 39, 213,
1974.)
■|
111
1*1
I |(j|f
ыШ
i
1
■
1
1
I
ISIli
|в
ш
mil
1
1 ■ ■ . ■ ■ " ■ .■.■■■■■■;.
Фото 56. Пример всплеска
типа 11Ib (время всемирное). Запись
получена с помощью
радиоспектрографа,связанного со
300-метровой антенной радиотелескопа в
Аресибо. (J. de la Noe, A. Boischot.
Astron. Astrophys., 20, 55, 1972.)

ЧОнин
57# Ра*тгешотРШМЪ1 перемещающегося всплеска IVmunaua частоте
щ, полученные с помощью радиогелиографа в Кальгура 1 марта 1969 г
(время всемирное). (A. S. Riddle. Solar Phys., 13, 448, 1969.)

fill
ill
ill
11111
11
Ifllll
III
ililil
11111
11
Illllf1-
i
liliill
'620 ИГц
Фото 58. Пример «головастиков». Запись получена с помощью 60-ка-
нального радиоспектрографа в Двинжело 2 марта 1970 г.- (фоновый!
континуум исключен). Время отсчитывается слева направо, отмечены секунды.
I
,МГц
Л
и
щ
■
I
rs
■
^Й-Л';'.'.!-1'1:!
mm
11
III»
llppl
■.■.-.-.■.. .■.._, ,.■■.;■■,':■:■:■"■:■■;;■ ■ •:■.->..■..■:■■;<м;;:: :■:■:
:
ЩШ1
f
«I
ар
■4
I»
11
■1
spai
ii!»
—
■М 2
u
Ш
iiiil
■■ ■ '"i
?-■
m
I
i
,,,,
1
■I
8 •.'
««Pip
X ■
Й
iiii
iiii
■11
ршви
;■:.;
Bis
■■■
м
ail
Iff
gii: ,
«a». ;:
iiii
iSiltl
Hi
HI
щт
ppii
/... •. • ■■.
illlll
1 ...■■:■:■■■ :■■■.. :"■:. ■' ■■ :■■,■■■■■■■■■■ >,■■■■.:■ ::; ::■..* „^ ,^..;1
■■■■■■■■ . . ,■.■..
.■■■■ ■■■ ■ ■.■■,■■.■.■.
.... .:•-«
Фото 59. Пример комбинированного события III—V типов со всплеском-
предвестником типа ШЬ. Радиоспектрограмма получена в Кальгура (28 июня
1973 г., время всемирное). (Т. Takakura, S. Yousef. Solar Phys., 40, 427, 1975.)

11.33, Гирорезонансное поглощение 129
11.31. Черепковское излучение
Черепковское излучение возникает, если заряженная частица
движется в среде со скоростью, большей локальной фазовой скорости
некоторой волновой моды. Фронт волны образует конус черенков-
ского излучения. Частица теряет энергию за счет образования
поперечных (вектор распространения волны направлен
перпендикулярно вектору электрического поля) электромагнитных волн
(черепковское излучение) или продольных (распространение
направлено параллельно вектору электрического поля) электростатических
волн (черепковские плазменные волны).
В солнечной короне фазовая скорость плазменных волн меньше
скорости света, так что пучок быстрых электронов (v £, -Lc ),
который, как предполагают, генерирует всплески Ш типа, должен
возбуждать вдоль своего пути черенковские плазменные волны.
11.32. Затухание Ландау
Продольное электрическое поле плазменных волн должно
взаимодействовать с теми электронами плазмы, скорость которых близка
к фазовой скорости волн. Это бесстолкновительное коллективное
явление. Если скорости таких резонансных электронов меньше
волновой скорости, волны теряют энергию, передавая ее частицам;
если же скорости больше, электроны отдают энергию волнам
посредством черенковского процесса. Таким образом, если более
медленные резонансные электроны многочисленнее, волна будет
затухать. В тепловой плазме все плазменные волны затухают за счет
процесса Ландау (затухание Ландау ). Затухание экспоненциально
возрастает, когда скорость волны достигает тепловой скорости
электронов, определяя тем самым верхний предел частотного
спектра плазменных волн.
Если преобладают более быстрые резонансные электроны, для
чего необходимо, чтобы распределение электронных скоростей
имело более чем один максимум, то при потере электронным пучком
своей энергии может наблюдаться когерентное нарастание волны.
Это - двухпотоковая неустойчивость.
Аналогичным образом взаимодействуют между собой
вращающиеся электрические поля циклотронных волн и образующие их
вращающиеся электроны, что приводит к циклотронному затуханию
в тепловой плазме.
STIX Т.Н. The Theory of Plasma Waves, New York, McGraw-Hill, Book Co., 1962.
11.33. Гирорезонансное поглощение
Так как электроны испускают гирорезонансное излучение на
частотах f = sfH (s = 1, 2, 3, ..., /н - гирочастота), они будут также
действовать и как поглотители падающего излучения на гирочасто-

130 11.34. Гиросинхротронное излучение
те и ее гармониках. Именно гирорезонансное поглощение
играет такую важную роль в генерации медленно меняющегося
компонента радиоизлучения и микроволновых всплесков.
В тех корональных слоях, где напряженность магнитного поля
такова, что f=sfH (s= I, 2, 3 ...), для необыкновенной волны
оптическая толщина падающего излучения на один или два порядка
величины больше, чем для обыкновенной, и быстро уменьшается
с возрастанием s . По этой причине а) наблюдаемая
необыкновенная волна медленно меняющегося излучения возникает выше
уровня с s = 4, в то время как обыкновенная волна может приходить
к нам только с уровня s = 3; б) излучение микроволновых
всплесков принимается на частотах, по меньшей мере в 3 или 4 раза
больших, чем гирочастота области источника.
ЖЕЛЕЗНЯКОВ В.В. Радаоизлучение Солнца и планет. - М.: Наука, 1979,
с. 375.
11.34, Гиросинхротронное излучение
Нерелятивистские электроны, движущиеся в магнитном поле В,
вращаются вокруг направления поля с гирочастотой /н[МГц]= 2,8 5
[Гс]. "Медленные" электроны будут в этом случае излучать лишь
на гирочастоте в электромагнитной моде, поляризованной в
направлении вращения электрона (необыкновенная волна). Эта мода не
может выйти из солнечной атмосферы. Быстрые электроны излучают
также и на гармониках гирочастоты в виде как необыкновенной, так
и обыкновенной (поляризация противоположна направлению вращения
электрона) волны. Чем выше скорость, тем более высокие гармоники
излучаются. При энергиях электронов Е < тс2 излучение называется
гироизлучением , Оно ограничено гармониками относительно низкого
порядка. При энергиях Е- тс2 излучение включает в себя большое
число гармоник и называется в этом случае синхротронным
излучением . Отдельные гармоники от высокоэнергичных электронов в
совокупности сливаются в континуум.
Излучение (движущихся) всплесков IV типа и микроволновых
всплесков, .по всей видимости, является промежуточным излучением
слаборелятивистских электронов и называется гиросинхротронным.
Оно возникает при напряженности магнитного поля порядка
нескольких гауссов (тип IV ) или нескольких сот гауссов (микроволновой
всплеск).
TAKAKURA Т. Publ. Astron. Soc. Japan, 12, 352, 1960.
WILD J.P., SMERD S.F., WEISS A.A. Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1, 291, 1963.
1L35. Фарадеевское вращение
В плазме при наличии магнитного поля поляризованная поперечная
электромагнитная волна распространяется в виде двух независимых

11.36. Конус потерь 131
мод. На высоких частотах эти моды обладают различными
фазовыми скоростями и противоположной круговой поляризацией. Таким
образом, плоскость поляризации линейно поляризованной волны при
<ю прохождении сквозь среду испытывает вращение, определяемое
формулой
д ф[ радиан] = 2,36 • Ю4 Г ##„А£,
где / - частота [ Гц], JV - электронная плотность [см~3], Щ-
компонента магнитного поля, параллельная направлению
распространения [ Гс], AL - длина пути [см].
Всякий раз, когда линейно-поляризованное излучение испытывает
фарадеевекое вращение , зависимость вращения от частоты приводит
к размазыванию поляризационных позиционных углов в пределах
данной полосы частот. Поэтому измеренная степень поляризации
оказывается меньше истинной (фарадеевская деполяризация ).
Величину фарадеевского вращения можно вывести, сопоставив степени
поляризации, измеренные в двух различных полосах частот.
Были сделаны попытки проследить влияние деполяризации на
псплески III типа.
AKABANE К., COHEN M.H. Astrophys. Je, 133, 258, 1961.
НоЗбо Конус потерь
Осесимметричная конфигурация магнитного поля, стянутая с двух
сторон ( магнитная бутылка ), способна захватывать заряженные
частицы посредством их отражений в областях с повышенной
напряженностью магнитного поля. Однако в любой точке те частицы,
поктор скорости которых лежит внутри некоторого телесного угла
с центральной осью, совпадающей с направлением поля, будут
проникать через зеркало и уходить из бутылки. Этот телесный
угол образует конус потерь, половина угла раскрытия которого
ex дается формулой
нш2а = В/Вт,
где В — локальная напряженность магнитного поля, Вт —
максимальная напряженность магнитного поля бутылки.
За счет столкновений частицы непрерывно рассеиваются в
конусе потерь, вследствие чего бутылка опустошается.
Если быстрые электроны, движущиеся в плазме, захватываются
п магнитную бутылку, то устанавливается конус потерь и
распределение электронной скорости становится анизотропным. Эта
ситуация неустойчива, вследствие чего возбуждаются волны,
стремящиеся восстановить равновесие. При этом могут возникнуть
различные волны, включая плазменные волны вблизи верхней
гибридной частоты, распространяющиеся преимущественно поперек
поля. Это один из классов неустойчивостей, обусловленных
анизотропией функции распределения скорости, известный под назвали-

132 11.37. Взаимодействие мод
ем конусной неустойчивости или неустойчивости Харриса # Такая
неустойчивость может играть существенную роль при возбуждении
дециметрового континуума IV типа и образовании некоторых
видов его тонкой структуры.
KUIJPERS J. Solar Phys.,.36, 157, 1974.
11.37, Взаимодействие мод
Взаимодействие двух электромагнитных мод в плазме часто
рассматривается при исследовании поляризации солнечного
радиоизлучения. Моды могут взаимодействовать, если радиоволны
проходят через область, в которой магнитное поле образует с
направлением распространения волн угол, близкий к прямому
(квазипоперечная область)в Мода сохраняется, если ее частота меньше
переходной частоты ft [МГц], определяемой соотношением
где
fp - плазменная частота [МГц],
f - гирочастота [ МГц ],
£„ — характерный пространственный масштаб магнитного поля [км]
(L^ = V 0 , где 6 - угол между нормалью к волне и направлением
магнитного поля).
В этом случае круговая поляризация волны меняет свой анак
на противоположный, если направление магнитного поля меняется
на противоположное (по отношению к направлению распространения
волны). Если частота больше ft , то волна распространяется как
и в отсутствие магнитного поля и сохраняет знак круговой
поляризации независимо от любых изменений направления поля.
COHEN М.Н. Astrophys. J.f 131, 564, 1960.
ЖЕЛЕЗНЯКОВ В.В. Радиоизлучение Солнца и планет. - М.: Наука, 1979,с20!
11.38. Плазменная гипотеза
Плазменной гипотезой называют предположение о том, что
радиоизлучение некоторых всплесков обусловлено преобразованием
продольных плазменных волн за счет рассеяния энергии в поперечные
волны на частоте, несколько большей локальной плазменной
частоты. Эта гипотеза позволяет оценить с помощью корональной
модели скорость возбуждающего фактора из скорости частотного дрой
фа основной гармоники всплеска II типа.
lL39o Плазменная волна (ленгмюровская волна)
Плазменные (ленгмюровские) волны представляют собой продоль—

11.41. Эфф ект Разина 133
•ibie электростатические волны, возбуждаемые колебаниями элект-
клюв в теплой (столкновительной) плазмев Их частота / связана
Э волновым числом А; соотношением
-
где
f - плазменная частота (fp [МГц]- 8,9- 10~3
1\е - электронная плотность [ см—з], 1/2
Ve mm: электронная тепловая скорость Ve [см/с] = 6,7 • 10 1е 7
Уе - электронная температура [К] .
В холодной плазме ( Ve = 0 ) электрическое поле является
самосогласованным и когерентным полем, обязанным своим
происхождением коллективному поведению электронов. В этих условиях
возникают нераспространяющиеся колебания на плазменной частоте.
При высоких температурах коллективное поведение нарушается и в
результате этого возникают волны звукового типа.
При наличии магнитного поля вращение электронов преобразует
полны, распространяющиеся под углом 8 к полю, и дисперсионное
соотношение записывается в следующем виде:
,kVe\2 2тт/
0 () Д
где /„ — гирочастота.
При распространении под прямым углом к полю волны имеют
исевдорезонанс на верхней гибридной частоте fuh:
lL40e Квазилинейная релаксация (образование плато)
Процесс квазилинейной релаксации (образование плато) часто
упоминается в теориях возбуждения потоками электронов всплеск
ков III типа. Резонансные плазменные волны возбуждаются двух-
потоковой неустойчивостью, которая в свою очередь вызывает
случайные ускорения и замедления электронов, что приводит к их
диффундированию в пространстве скоростей. Это сглаживает
градиент функции распределения электронных скоростей, который
является причиной неустойчивости и подавляет.ее.
DAVIDSON R,Ce Methods in Nonlinear Plasma Theory, Academic Press, Ch,9,
1972.
КАПЛАН С.А., ЦЫТОВИЧ В.Н. Астрон. ж., 44, 1194, 1967.
ЦЫТОВИЧ ВаН«,КАПЛАН САо. Астрон. ж., 45, 777, 1968.
11.41.- Эффект Разина
Эффект Разина представляет собой подавление (гиро)синхрс—

134 11.42. Рассеяние (радиоизлучения)
тронного излучения на низкочастотном конце синхротро.нного
спектра, вызванное воздействием окружающей плазмы. Подавление
становится эффективным на частотах, для которых (1 — п2) у2 "%,.!,
где п - коэффициент преломления, а у= Е/тс - множитель Лоренца.
Спектр, генерируемый слаборелятивистскими электронами,
определяется множителем у и параметром а = 3fH/2fp . Если а у < 1,
излучение сильно подавлено на низких частотах, если же а у > 1,
то оно меняется относительно мало. Для данного у с уменьшением
а. граница спектра смещается к более высоким частотам.
Равным образом спектр существенно изменится, если критическая
частота (^[МГц]= 20/V^/R ? где i\je - электронная плотность
[см""3] , а В± — компонента магнитного поля [Гс], перпендикулярная
лучу зрения) достаточно велика для совпадения с одной из частот
(вакуумного) главного спектрального диапазона излучения.
С помощью эффекта Разина объясняют низкочастотный
спектральный профиль некоторых всплесков IV типа в метровом диапазоне и
микроволновых всплесков,
GINZBURG V.U, SYROVATSKII S.I. Ann._Rev. Astron. Astrophys., 3, 297, 1965.
RAMATY R. J. Geophys. Res., 73, 3573, 1968.
1L42* Рассеяние (радиоизлучения)
В применении к солнечной радиоастрономии термин рассеяние
используется в двух различных значениях.
а) Рассеяние — это нерегулярное преломление излучения
солнечных радиоисточников на неоднородностях распределения
электронной плотности. Оно превращает точечный источник в протяженный
с размерами порядка V в зависимости от длины волны излучения
и высоты источника над фотосферой. Кроме того, оно увеличивает
(на малую долю секунды) продолжительность всплеска, излучаемого
в виде импульса пренебрежимо малой длительности.
Этот процесс был обнаружен при наблюдении затмения
радиоисточника Телец А (Крабовидная туманность) короной Солнца.
б) Рассеянием называется также процесс преобразования
продольных плазменных волн в поперечные электромагнитные волны
при взаимодействиях с флуктуациями плотности или заряда.
Флуктуации присутствуют в любой тепловой плазме, и часто наблюдается
рассеяние плазменных волн так называемыми поляризационными
облаками (образующими картину тепловой ионно—звуковой
турбулентности), окружающими отдельные ионы*. Разница частот двух
мод ^hVi , где к _ волновое число плазменной волны, а ^ —
тепловая скорость иона.
*Этот процесс называется нелинейным рассеянием. Поляризационные
облака в советской литературе, часто называют "шубой" ионов или электронов.
Подробнее см. КапланСЛ,, Цытович.ВЛо Плазменная астрофизика. — М.:
Наука, 1972, с. 67. - Прим<ред0

11.42. Рассеяние (радиоизлучения) 135
Таким образом, возникающее при рассеянии радиоизлучение
имеет частоту, близкую к плазменной.
Волны могут также рассеиваться и одна на другой (коалесцен-
ция), образуя новую волну, частота и волновой вектор которой
представляют собой соответственно суммы частот и волновых
векторов падающих волн, Этот процесс, возбуждающий
радиоизлучение на приблизительно двойной плазменной частоте, называется
комбинационным рассеянием.

12
ОБЩИЕ ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ТЕРМИНЫ
Ш. ДЮРАН
12oL Аномальная дисперсия
На частотах, близких к частотам спектральной линии, газовая
среда характеризуется быстрыми изменениями с частотой не
только коэффициента поглощения, но также и показателя
преломления. Эта аномальная дисперсия особенно существенна при
анализе линий, образующихся в присутствии магнитного поля.
Компонентам с различным расщеплением соответствуют различные
дисперсии. При распространении излучения в среде это приводит
к повороту осей эллипса поляризации.
STENFLO J,OJrc Solar Magnetic Fields, ed. R.Howard, IAU Symp., 43,108,1971.
12o2o Механизмы контраста
Все солнечные спектральные линии изменяются как во времени,
так и при переходе от одной точки поверхности к другой.
Относительное изменение профиля линии по отношению к некоторому
определенному профилю известно как контраст линии. Механизмы
контраста меняются от линии к линии и могут использоваться как
средство диагностики.
Фотосферные линии, вообще говоря, реагируют на локальные
изменения как плотности, так и температуры. Для хромосферных
линий только процессы при столкновениях сильно зависят от
локальных атмосферных изменений. Фотоионизация зависит от
поля излучения (удаленной) фотосферы. Таким образом, линии,
возникающие из-за столкновений, такие, как линия К Са II
чувствительны к локальным условиям, тогда как линии, возникающие
вследствие фотоионизации, например На, зависят от них очень
слабо. Узелки и другие мелкомасштабные структурные
образования в хромосфере могут выглядеть весьма различно в этих двух
линиях.
Дополнительные сложности могут возникнуть, если эти
образования оптически тонкие. Тогда во всех случаях функция
источника существенно определяется внешним полем излучения.
GEBBIE K.B., STEINITZ R. In Chromospheric Fine Structure, ed. R.G.Athay,
IAU Symp,, 56, 55, 1974,

12.5. Механизм Лайтилла 137
I'.,;!„ Динамическая устойчивость
Динамическая система неустойчива, если любое возмущение
системы порождает движение с растущей амплитудой. Если такое
движение является апериодическим, то говорят, что система
конвективно неустойчива; если движения носят колебательный
характер, то система называется колебательно неустойчивой. Сио»
тема устойчива, когда все возмущения затухают,, а если любое
движение сохраняется без роста или уменьшения — предельно
устойчива. Обычно рассматриваются только бесконечно малые
возмущения, но некоторые системы могут непрерывно переводиться в
новые конфигурации только возмущением конечной амплитуды.
Это бывает в случае, когда система занимает локальный
минимум потенциальной энергии, а не абсолютный минимум» Такие
системы известны как метастабильные.
Следует подчеркнуть, что анализы динамической устойчивости
описывают только возникновение неустойчивости. Они не описы-
пают какую-либо последующую стационарную конфигурацию,
I.EDOUX P., WALRAVEN T, Handbuch der Physik, 51, 353, 1958»
I2A Эффект Ханле
(интерференция пересекающихся уровней)
1(>сли энергетические подуровни отстоят друг от друга на
расстояние, меньшее их ширины, они становятся вырожденными
состояниями. Тогда рассеяние излучения с учетом этих уровней не может
рассматриваться просто как излучение, следующее за поглощением.
Между падающим и рассеянным излучением существует фазовое
соотношение, приводящее к когерентности частоты, направления
и поляризации.
Наличие магнитного поля является одним из факторов,
приводящих к интерференции пересекающихся уровней, называемой
эффектом Ханле. Магнитное поле служит причиной того, что
большинство магнитных подуровней сдвигаются один относительно
другого, что изменяет свойства когерентности. В частности,
степень и направление линейной поляризации являются функцией
напряженности магнитного поля и могут использоваться для
оценки последнего.
HOUSE L.L, In Solar Magnetic Fields, ed. R.Howard, IAU Symp,, 43, 130, 1971,
12e5e Механизм Лайтхилла
Лайтхилл оценил генерацию волн сжатия (акустических волн)
полностью развитой однородной и изотропной турбулентностью в
сжимаемой среде. Хотя применимость механизма Лайтхилла к солнечной

138 12.6. Типы линий
конвективной зоне не доказана, тем не менее эта оценка
используется. Вычисленные потоки очень чувствительны к структуре
конвективной зоны, которая плохо известна, что требует
осторожности при использовании этой оценки.
Вообще говоря, генерация акустических волн очень
малоэффективна, поскольку конвективная скорость много меньше скорости
звука.
STEIN R.F. Astrophys. J., 154, 297, 1968.
12,6* Типы линий
Хотя связанный с рассеянием член в функции источника в линии
почти всегда наибольший по величине, различие механизмов
образования линий определяется соотношением членов оттока и притока.
Говорят, что эти -члены определяют тип линии. Резонансные линии
в солнечной атмосфере можно грубо классифицировать следующим
образом:
а) члены с прямым притоком и оттоком фотонов много больше,
чем непрямые; линии (например, линии ионизованных металлов)
определяются ударными процессами;
б) прямые члены намного больше вторичных
фотоионизационных членов; линии (например, линии нейтральных
металлов)определяются фотоионизационными процессами;
в) случаи (например, линии Н, Не ) смешанного типа.
Эту схему можно распространить на субординатные линии,
если они образуются в областях, где резонансные переходы
оптически толстые (фотовозбуждение в детальном балансе) и где
можно пренебречь возбуждением из-за столкновений. К этому
случаю относятся бальмеровские линии водорода.
Некоторые линии, такие, как интеркомбинационные, имеют
очень малые вероятности спонтанных переходов. Тогда прямые
ударные члены притока и оттока могут преобладать и функция
источника сводится к функции Планка, определяемой локальной
температурой. О таких линиях говорят, что они образуются при
ЛТР, но следует отметить, что сами коэффициенты излучения и
поглощения (и, следовательно, шкала оптической глубины)
отличаются от их значений при ЛТР.
JEFFERIES J.T. Spectral Line Formation, Waltham, Blaisdell, 1968.
12.7. Макро- и микротурбулентность
Наблюдаемый эффект от движений в солнечной атмосфере, как
случайных, так и регулярных, определяется их масштабами. Если
шкала изменения скорости значительно больше толщины слоя,

12.9. Нетепловые скорости 139
соответствующего единичной оптической толщине в спектральной
линии, то весь слой газа, излучающий линию, движется как единое
целое и линия будет характеризоваться только соответствующим
доплеровским сдвигом. Если эта шкала существенно меньше,
указанные движения действуют подобна усиленным тепловым, приводя к
дополнительному уширению и, следовательно, усилению средних
и сильных линий, но без их общего сдвига. Первый случай
известен как макротурбулентность, второй - как микротурбулентность.
Конечно, если горизонтальная шкала макр о турбулентности меньше
пространственного разрешения, при наблюдении будет виден не
сдвиг линий, а просто их уширение без усиления. Этот случай
называют неразрешимой макротурбулентностью.
Движения на Солнце в действительности охватывают все
масштабы, поэтому все области образования линий
характеризуются заметными градиентами скоростей» По этой причине
никакая простая картина движений неприменима и из нее нельзя
получить надежных количественных оценок и плотности
механической энергии. Промежуточная шкала полей скоростей, мезоскорости?
может приводить к весьма различным эффектам, зависящим от того,
как образуются линии: при ЛТР или в условиях отклонения от ЛТР.
SHINE R.A. Astrophys. JV, 202, 543, 1975.
12„8о Магнитная плавучесть
Трубка горизонтального магнитного поля под солнечной фотосферой
подвержена действию выталкивающей силы (магнитная плавучесть ).
Давления газа снаружи и внутри трубки связаны соотношением
Рех = Р-ш +'#2/8тг,
где Н — напряженность магнитного поля. Аналогично
так что плотность вещества в трубке ниже, чем вне ее, и
выталкивающая сила направлена вверх. Этой силе противодействует
натяжение вдоль силовых линий.
PARKER E.N. Astrophys. J., 121, 491, 1955.
12о9« Нетепловые скорости
Наблюдения профилей оптически тонких солнечных эмиссионных
линий в крайнем ультрафиолете и хромосферных линий в видимом
диапазоне показывают, что ширины линий превышают уширения
от тепловых движений при локальной электронной температуре.
Поскольку времена релаксации за счет ион—электронных соударений

140 12.10. Колебательная неустойчивость
в хромосфере вплоть до внутренней короны достаточно малы,
чтобы Те было равно Г-, то дополнительное расширение можно
приписать нетепловым движениям. Пока неизвестно, представляют ли
эти нетепловые скорости прохождение упорядоченных волн через
атмосферу или они обусловлены неупорядоченными движениями,
которые можно рассматривать как турбулентность.
BOLAND B.C., DYER Е.Р., FIRTH J.Ge, GABRIEL A.H., JONES B.B.,
JORDAN C., MCWHIRTER RJV.P., MONK P., TURNER R.F. Monthly
Notices Roye Astron, Soc., 171, 697, 1975,
12ol0o Колебательная.неустойчивость
Колебательная неустойчивость появляется, когда возмущение
системы может вызывать колебания с растущей амплитудой. Для
этого необходимо, чтобы два источника, один - дестабилизирующий,
а другой — стабилизирующий, действовали не в фазе.
Классический пример колебательной неустойчивости
встречается в звездах с внешней зоной ионизации (не обязательно
конвективной)» При сжатии в основании зоны происходит
дальнейшая ионизация. При этом тепло поглощается (у-механызм ) и
прозрачность может уменьшиться (к-механизм ). Так как
поступление тепла в этот слой больше, чем отток из него, сжатие
не приводит к релаксации и слой действует как поршень. В
верхнем слое зоны сжатие уменьшает ионизацию, процессы протекают
в обратном направлении и слой действует как демпфер. Если
последняя область достаточно далека от центра звезды для того,
чтобы проявились неадиабатические эффекты, т,ев светимость
изменялась не сразу, а с некоторой задержкой, то эти две
области взаимно не погашаются, а могут поддерживать движения,
ведущие к росту колебаний.
Другой пример существует в суперадиабатических областях,
где время радиативной I релаксации очень мало — как, например,
в самой верхней части 'солнечной конвективной зоны. В этом
случае дестабилизирующая сила выталкивания может диссипиро-
вать, приводя к несбалансированному давлению или магнитной
восстанавливающей силе. Колебания тогда возникнут, если
акустические или МГД—волны, образованные этой неустойчивостью,
захватываются в пределах некоторой зоны на Солнце.
СОХ J.P* In Aerodynamic Phenomena in Stellar Atmospheres, ed. IAU Symp., 28,
3, 1967c_
MOORE DeW0? SPIEGEL E.A. Astrophys, Jej 143, 871, 1966.

12,13. Функция источника 141
12.11. Проникающая конвекция (овершут)
Если над суперадиабатической зоной существует субадиабатичео-
кая (например, фотосфера над солнечной конвективной зоной), то
движения, появляющиеся в результате неустойчивости, не
ограничиваются нижними слоями, а распространяются в верхние области
как проникающая конвекция (овершут). Были предложены две
модели таких движений в фотосфере, В одной из них движения
рассматриваются как противоячейки, создаваемые гравитационными
волнами. Последние возбуждаются температурными градиентами,
обусловленными существованием конвективных ячеек в более
низких слоях. При другом подходе используется метеорологическая
модель термалей. Некоторые пузыри конвективного вещества с
избытком подъемной силы и момента будут выходить за границы
суперадиабатической области. Затем происходит их диссипация при
термализации, перемешивании и генерации гравитационных волн.
Гидродинамическая теория проникновения в сжимаемых средах
пока еще не разработана.
Согласно экспериментам, наиболее высокие флуктуирующие
скорости развиваются в слоях непосредственно над границей супер—
адиабатического слоя, именно там, где наблюдается грануляция
в солнечной атмосфере,,
GRAHAM Е. In Problems of Stellar Convection, ede J.P.Zahn, IAU Colloq.,
38, 1977.
MOORE D.W, In Aerodynamic Phenomena in Stellar Atmospheres, ede RfflNe
Thomas, IAU Symp., 28, 405, 1967.
12.12. Замедление вращения
Солнце теряет момент количества движения, когда частицы
солнечного ветра отрываются от вращающегося вместе с Солнцем
магнитного поля. До этой точки ионизованные частицы ускоряются
полем, увеличивающим их момент количества движения»
Возникающая при этом ускорении сила передается назад по силовым
линиям магнитного поля к подфотосферным слоям, в которых поле
связано со средой ввиду высокой проводимости и больших масшта-»
бов, что приводит к слабому торможению этих слоев. Так как
они расположены в конвективной зоне, конвективное перемешивание,
которое переносит момент количества движения, распространяет
потери момента на всю зону. Существует ли также заметное
замедление вращения внутреннего лучистого ядра Солнца, остается
спорным вопросом.
12Л3. Функция источника
Функция источника для любых радиативных процессов есть
отношение объемного коэффициента излучения к коэффициенту погло-

.........
142 12.14. Термодинамическое равновесие
щения в линии. Эта функция появляется как член, описывающий
источники лучистой энергии в уравнении переноса, которое
связывает интенсивность излучения с оптической глубиной.
Важным примером является функция источника резонансных
переходов. Поглощенные в частотах линии фотоны переводят атом
в возбужденное состояние. Из этого состояния атом может
выйти либо путем переизлучения в частотах линии (рассеяние), либо
путем прямых электронных соударений, либо путем непрямых
процессов с участием других энергетических уровней атома, часто
путем фотоионизации с последующей рекомбинацией на основной
уровень. Последние два процесса устраняют фотоны из частот
линии и определяют собой члены оттока в знаменателе, функции
источника. Новые фотоны в частотах линии образуются не только
из-за рассеяния. Они образуются при радиативном снятии
возбуждения верхнего уровня после прямого возбуждения электронным
ударом или вследствие непрямого возбуждения и часто опять-таки
при рекомбинации, следующей за фотоионизацией из основного
состояния. Эти процессы генерируют фотоны в частотах линии и в
этом случае говорят о членах притока в числителе функции
источника.
THOMAS R.N. Some Aspects of Non-Equilibrium Thermodynamics in the
Presence of a Radiation Field, Boulder, Univ. of Colorado Press, 1965.
12Л4в Термодинамическое равновесие
Система в термодинамическом равновесии (ТР) имеет энергию,
равнораспределенную между всеми ее степенями свободы.
Различные функции распределения определяются единственной
величиной - температурой в соответствии с законами Планка и Саха -
Больцмана.
Если полный поток энергии не равен нулю (как, например, в
звездах), условие ТР не может выполняться, поскольку некоторые
частицы должны быть выделены, так как они несут информацию
о потоке. Однако если большинство атомов и фотонов участвуют
во многих взаимодействиях прежде, чем достигнут той части
системы, где параметры состояния существенно иные, мы можем
рассматривать бесконечно малые части системы как практически
изолированные и, следовательно, находящиеся в состоянии ТР при
локальной кинетической температуре. Это - локальное ТР (ЛТР).
Когда какие-либо виды частиц не удовлетворяют этому
критерию, они образуют подсистемы с совершенно отличными
параметрами. Тогда, вообще говоря, только распределение электронов
может считаться равновесным (с максвелловским распределением
по скоростям). Другие функции распределения не могут иметь
простой формы. Это случай нелокального термодинамического

12.16. Волны 143
равновесия (НЛТР)7 в котором ЛТР и ТР являются особыми
случаями.
При ТР каждый процесс уменьшения населенности
энергетического уровня атома точно уравновешивается соответствующим
обратным переходом. Эта ситуация известна как детальный
баланс. Большинство астрофизических систем до тех пор, пока не
достигается ТР, обычно находятся в квазистационарном состоянии.
Тогда сумма всех процессов, уменьшающих населенность
энергетического уровня, уравновешивается суммой соответствующих
обратных процессов. Это - статистическое равновесие (СР),
THOMAS R.N, Some Aspects of Non-Equilibrium Thermodynamics in the
Presence of a Radiation Field, Boulder, Univ. of Colorado Press,
1965.
12ol5o Турбулентность
В астрофизических приложениях термин турбулентность
используется в довольно общем смысле, для описания нестационарных
полей скоростей. Когда число Рейнольдса в потоке (отношение
характерных значений сил, связанных с давлением и вязкостью)
увеличивается, ламинарное движение потока становится
неустойчивым и распадается на мелкомасштабные движения. Вначале это
приводит к обратимым, зависящим от времени потокам
(нестационарная ламинарность). Но при больших числах Рейнольдса потоки
становятся более сложными, менее обратимыми и менее
зависящими от начальных условий. Это - турбулентный поток, который
должен трактоваться статистически. Если картина скорости
полностью нерегулярна в пространстве и во времени, говорят, что
турбулентность развита полностью. Ее свойства трудно определить,
кроме очень специальных случаев, таких, как изотропная
однородная турбулентность в несжимаемой среде. Даже в этих случаях,
чтобы вывести энергетический спектр вихрей по Колмогорову
или Гейзенбергу, необходимы дополнительные предположения о
непрерывной передаче энергии от крупномасштабных к
мелкомасштабным движениям.
В солнечной атмосфере существования турбулентности следует
ожидать из—за низкой молекулярной вязкости. Однако ясно, что
эта турбулентность не описывается никаким простым специальным
случаем.
BRADSHAW P. In Turbulence, ed. P.Bradshaw, Berlin,SpringerVerlag, 1976, Ch.L
12Л6, Волны
Когда жидкая система, находящаяся в устойчивом состоянии,
подвергается влиянию малых возмущений, в ней могут возникать

■Ш 12..16. Волны
ю*
ю2
10
ю-
Ю~'
- Электромагнит -
ные
(Необыкновенные
шбыкно-
Кренные
Циклотронна я
электронная
частота
Юч
10
Длина волны, /и
Рис. 12.L Диагностическая диаграмма для однородной изотермической
среды с однородным магнитным полем. Параметры приведены для нижней
короны. N = 108 см-3, Г = Ю6К9 5=1 Гс. Показаны моды,
распространяющиеся под углом 77/4 к магнитному полю.
восстанавливающие силы, связанные с давлением, плавучестью,
магнитными полями и т.д. Линейные уравнения, описывающие
результирующее движение, можно скомбинировать так, чтобы
получить волновое уравнение, коэффициенты которого постоянны, если
свойства среды существенно однородны. Результирующие движения
представляют собой независимые плоские волны,
пространственные и угловые частоты kf со которых связаны дисперсионным
соотношением. В недиссипативных системах энергия сохраняется
в направлении распространения, но некоторые волны могут
характеризоваться изменением плотности энергии в других направлениях.
Они экспоненциально затухают в пространстве и тогда их называют
исчезающими волнами. Энергия волн в диссипативных системах
либо растет, либо уменьшается со временем. В пространстве &= со
дисперсионное соотношение для данной системы обрисовывает
область существования собственных мод. Пример отождествления
мод, существующих при типичных условиях в нижней короне,
показан на рис. 12.1.
Часто может быть непосредственно измерен только некоторый
компонент к , например, горизонтальный кх. Тогда удобно
использовать дисперсионное соотношение для определения плоскостей

12.17. Туннельный эффект 145
%
J
0,04
Акустические волны
Рис. 12.2 Диагностическая диаграмма для изотермической (5000 К),
экспоненциальной атмосферы, показывающая положение акустических,
гравитационных и исчезающих мод. Вертикальной штриховкой обозначены области,
в которых наблюдаются моды 300-секундных колебаний, горизонтальной -
гранульные и супергранульные "конвективные" компоненты.
в пространстве kx - со , где существуют разрешенные моды. На
рис. 12.2 показана такая диаграмма для изотермической ( Т <*,
^5000 К) экспоненциальной атмосферы в отсутствие магнитного
поля. Над верхней кривой - акустические волны (р) f в которых
основной восстанавливающей силой является давление. Не
существует акустических волн с частотой ниже акустической частоты
обрезания о% = gy/2cs 7 где g - ускорение силы тяжести, У ~
отношение удельных теплоемкостей, cs— скорость звука.
Под нижней кривой мы имеем внутренние гравитационные волны,
в которых плавучесть - основная восстанавливающая сила.
Они не появляются над частотами Брента — Влйелля о^= (g/c )»(у —
— l)1^2» В других местах существуют только исчезающие волны.
Рис. 12.1 и 12.2 являются примерами диагностических диаграмм.
STEIN R.F., LEIBACHER J. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 12, 407, 1970.
12Л7в Туннельный эффект для волн
Так как свойства солнечной атмосферы изменяются с высотой,
границы акустических и внутренних гравитационных волн на
диагностической диаграмме сдвигаются. Поэтому для данных кх и со
можно допустить существование в нижней фотосфере и короне рао-
13-353

146 12.17. Туннельный эффект
пространяющихся волн, а в некоторой промежуточной области -
только исчезающих волн. Такие фотосферные волны являются
захваченными. Однако энергия может просачиваться через барьер
за счет комбинации экспоненциально растущих и уменьшающихся
исчезающих мод аналогично тому, что происходит при
проникновении через квантовомеханический барьер. Этот процесс известен
как туннельный эффект для волн.
ZHUGZHDA Y.D. Solar Phys., 25, 329, 1972.
•■'■'■"

13
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР
И МЕЖПЛАНЕТНАЯ СРЕДА
Л. СВАЛГААРД
13Л. Оэлнечный ветер
Из-за высокой температуры и, что более важно, небольшого
температурного градиента по высоте солнечная корона не находится
в гидростатическом равновесии, а непрерывно расширяется в
межпланетное пространство. Образующееся при этом истечение коро-
нальной плазмы известно как солнечный ветер , Из—за очень
высокой электрической проводимости корональной плазмы как
теплопроводность, так и истечение вещества определяются магнитным
полем короны. В районах, где магнитные силовые линии
вытягиваются высоко в корону (например, над так называемыми корональны-
ми дырами), корональное расширение резко усилено.
Скорость расширения очень мала во внутренней короне, но
быстро возрастает с высотой. На расстоянии критического радиуса
тепловая энергия становится сравнимой с кинетической энергией
расширяющейся плазмы; в этой критической точке скорость
расширения близка к скорости звука в плазме и ее иногда называют
звуковой точкой. На больших расстояниях скорость расширения воз- *
растает еще больше и солнечный ветер становится сверхзвуковым.
Солнечное магнитное поле выносится расширяющейся плазмой,
образуя межпланетное магнитное поле (ММП). На расстоянии около
20 Rq от Солнца расширение короны становится почти радиальным,
но вращение Солнца закручивает силовые линии ММП в спирали
Архимеда, располагающиеся на конусах, описываемых вращением
радиуса-вектора.
В ранних работах по теории солнечного ветра были сделаны
неверные допущения относительно электрического поля,
возникающего при поляризации корональной плазмы (модель электрического
поля Паннекука - Росселанда, полученная в предположении
статического равновесия. Они привели к испарительным моделям
расширения короны, предсказывающим гораздо более низкие (дозвуковые)
скорости, скорее солнечный бриз ? чем солнечный ветер.
Непосредственные измерения космическими аппаратами подтвердили
обоснованность концепции солнечного ветра. В табл. 13.1 приведены
типичные значения основных физических параметров солнечного
ветра, измеренные вблизи Земли.

148 13.2. Модели солнечного ветра
Таблица 13 Л
Параметры солнечного ветра
Значения
Параметр

минимальное
1,0
200
4,0
5
3
2,0
30
0,0
среднее
3,0
400
6,5
200
50
6,0
60
0,05

максимальное
100
900
100
1000
1000
80
150
0,25
Поток (108 ион/см2- с)
Скорость (км/с)
Плотность (ион/см3)
Электронная температура (1000 К)
Протонная температура (1000 К)
Напряженность магнитного поля
(1у = 1нТ= 1СГ9Т= 10-5Гс)
Альвеновская скорость (км/с)
Содержание гелия (относительное)
HUNDHAUSEN A.J. Coronal Expansion and the Solar Wind, Springer Verlag,
New York, 1972. [Имеется перевод: Хундхаузен А. Расширение короны
и солнечный ветер. -~М.: Мир, 1976.1
PARKER E.N. Astrophys, J., 128, 664, 1958.
PNEUMAN G.W. J. Geophys. Res. 81, 5049,1976.
Solar Wind. Eds. Sonett CJ\, Coleman P.J., Wilcox J.M., NASA SP-308,
Washington, 1972.
13,2 Модели солнечного ветра
Модели солнечного ветра можно разделить на жидкостные модели
и экзосферные модели в зависимости от предполагаемого характера
взаимодействия между отдельными частицами. Средний свободный
пробег протонов солнечного ветра в межпланетном пространстве
составляет величину порядка 1 а.е., так что, по-видимому,
справедливо бесстолкновительное приближение. С другой стороны, ММП
приводит к сильному взаимодействию с гораздо меньшим
масштабом, чем 1 а.е», что оправдывает использование жидкостной
модели. Ранние экзосферные модели не были в состоянии объяснить
образование сверхзвукового солнечного ветра. Эта трудность
была преодолена в более поздних моделях главным образом за счет
введения зависящего от энергии частиц критического уровня.vim.
основания з%30с$£?ш(определяемого как уровень, с которого
частицы могут убегать в процессе испарения) и районов с замкнутыми
магнитными силовыми линиями, которые препятствуют убеганию
частиц из определенных областей короны. Фундаментальной труд-

13.2. Модели солнечного ветра 149
ностью в этих моделях с испарением является то, что они
предсказывают совершенно различные скорости испарения (или
расширения) для ионов с различными отношениями заряда к массе.
Наблюдаемое равенство средних скоростей протонов и а-частиц в
солнечном ветре показывает, что эти ионы сильно связаны некоторым
механизмом взаимодействия и поэтому солнечный ветер не
является бесстолкновительным.
В первых жидкостных моделях солнечного ветра предполагалось,
что плазма может адекватно описываться в каждой точке одним
значением плотности, одной скоростью и одной температурой.
Хотя такие одножидкостные модели описывают основные особенности
коронального расширения, они справедливы только в том случае,
если протоны и электроны взаимодействуют достаточно сильно,
чтобы поддерживать равномерное распределение тепловой энергии.
В глубине короны достаточно часты кулоновские столкновения,
которые обеспечивают такое равномерное распределение. По мере
движения плазмы от Солнца столкновения становятся столь
редкими, что не могут поддерживать одинаковые температуры для
протонов и электронов. Действительно, на расстоянии 1 а.е. от
Солнца электронная температура почти в четыре раза больше
протонной (табл. 13.1).
В двухжидкостных ■ моделях протоны и электроны термически
независимы. Электроны в потоке сильно нагреваются посредством
теплопроводности, тогда как протоны не нагреваются, если
исключить небольшой нагрев вследствие (гораздо меньшей) протонной
теплопроводности и обмен энергией при столкновениях с
электронами. В результате протоны охлаждаются почти так же быстро,
как и при адиабатическом расширении. Основная трудность,
связанная с существованием холодных протонов, заключается в том,
что они препятствуют корональному расширению, и поэтому
требуется дополнительный разогрев короны далеко от Солнца в
солнечном ветре, а не только непосредственно вблизи Солнца, для
того чтобы получить наблюдаемую скорость расширения. Этот
дополнительный нагрев может быть обусловлен сочетанием
нескольких эффектов. В частности, рассматривается диссипация волн
различных типов. Возможно также, что некоторый бесстолкновитель—
ный механизм способствует обмену тепловой энергией между
протонами и электронами. Проблема разогрева является одной из
наиболее спорных в современной теории солнечного ветра.
ASBRIDGE J.R., БАМЕ S.J., FELDMAN W.C., MONTGOMERY M.D.
J. Geophyso Res., 81, 2719, 1976.
BARNES A, Adve Electromics Electron Phys., 36, 1, 1974,
BRANDT J.Ce, CASINELLI J.P. Icarus, 5, 47, 1966.
HARTLE R.E., STURROCK P,A. Astrophys. Je, 151, 1155, 1968.
HOLZER Т.Е. J. Geophys. Res., 82, 23, L977.

150 13.3. Потеря момента количества движения
JOCKERS К, Astron. Astrophys,, 6, 219, 1970.
13.3. Потеря момента количества движения
Среднее направление потока межпланетной плазмы от Солнца не
является строго радиальным. Более того, солнечный ветер
движется в среднем из направления около 1,5 восточнее Солнца.
При низких скоростях (300 км/с) кажущийся источник потока
находится еще далее к востоку (3° ), сдвигаясь к западу с
возрастанием скорости истечения.
Реальное существование нерадиального компонента скорости
солнечного ветра подразумевает передачу момента количества
движения от Солнца в межпланетную среду - потерю момента
количества движения. Наблюдаемый азимутальный компонент скорости
соответствует вращающему моменту, действующему на Солнце против
его вращения. Этого вращающего момента, приложенного к Солнцу
со стороны расширяющейся корональной материи, достаточно,
чтобы затормозить солнечное вращение за время, сравнимое со
временем жизни Солнца (магнитное торможение).
HUNDHAUSEN A.J., БАМЕ S.A., ASBRIDGE J.R., SYDORIAK S.J. J. Geophys,
Res., 75, 4643, 1970.
WEBER E.J., DAVIS L. Astrophys. J., 148, 217, 1967.
13.4, Высокоскоростные потоки
Бесструктурное расширение короны, описываемое в большинстве
моделей, наблюдается редко. Более того, солнечный ветер
испытывает большие вариации с характерным временем в несколько дней,
сравнимым с основным временным масштабом общего расширения.
Главным элементом солнечного ветра является высокоскоростной
поток в том смысле, что солнечный ветер, наблюдаемый
вблизи Земли, часто может рассматриваться как
последовательность таких потоков. В потоке скорость истечения возрастает от
низких (менее 400 км/с) до максимальных (вплоть до 800 км/с)
значений примерно за два дня. Последующее уменьшение скорости
происходит более постепенно, хотя иногда наблюдаются потоки,
сохраняющие высокую скорость в течение нескольких дней,
особенно в фазе спада солнечного цикла. Протонная температура
изменяется подобно скорости потока, в то время как вариации
электронной температуры в потоке, по-видимому, невелики или вообще
отсутствуют. Плотность и напряженность магнитного пол53
возрастают до необычно высоких значений вблизи переднего края потока.
За этими максимумами следуют очень низкие значения (районы
разрежения), сохраняющиеся в потоке в течение нескольких дней.
Важно подчеркнуть, что такое морфологическое описание потока
справедливо только для расстояний от Солнца, близких 1 а.е.

13.4. Высокоскоростные потоки 151
Высокоскоростные потоки истекают, по-видимому, из областей
короны с расходящимися силовыми линиями и открытой
конфигурацией магнитного поля, Такие районы часто отмечены появлением
корональных дыр. Кроме того, установлено, что потоки в
основном униполярны или по меньшей мере имеют преобладающую
магнитную полярность, Такие магнитные условия обычно довольно
стабильны и существуют в течение нескольких солнечных
оборотов, вследствие чего высокоскоростные потоки обнаруживают
заметную тенденцию к повторению.
Движение потоков плазмы солнечного ветра с различными
скоростями истечения подвержено сильному влиянию Солнца.
Высокоскоростной поток, изогнутый по спирали вращением Солнца, будет
догонять движущиеся медленнее окружающие потоки солнечного
ветра и сталкиваться с ними. Высокая электрическая проводимость
намагниченной плазмы препятствует взаимопроникновению
различных плазменных образований, вследствие чего окружающая
быстрый поток плазма с меньшей скоростью истечения сжимается и
отклоняется от первоначального направления, двигаясь
параллельно границе раздела. Подобным же образом быстро движущаяся
плазма будет замедлена и сжата на своем переднем крае. Так как
граница раздела между двумя плазменными областями - область
взаимодействия - распространяется в межпланетном пространстве
по направлению от Солнца, развивается система ударных волн,
ограничивающих область взаимодействия: го л овная ударная волна,
движущаяся от Солнца относительно границы раздела, и
соответствующая обратная ударная волна у движущаяся к Солнцу. Большая
часть массы, связанной с потоком, заключена в узком слое,
ограниченном головной и обратной ударными волнами.
Предполагается, что такие слои оказывают сильное влияние на
распространение галактических космических лучей.
Важно отметить, что именно наличие медленно движущейся
плазмы приводит к сжатиям плазмы. Поскольку медленно
движущийся солнечный ветер истекает из областей короны с более
замкнутой и ограниченной конфигурацией магнитного поля (связанной,
например, с солнечными пятнами и другими проявлениями
солнечной активности)9 следует ожидать большого количества областей
взаимодействия (и соответственно меньшего уровня космических
лучей) при высокой солнечной активности. Существенно, вероятно,
и то, что районы с замкнутыми силовыми линиями имеют
наибольшую широтную протяженность вблизи максимума цикла солнечной
активности, когда корональные дыры над полюсами исчезают.
По-видимому, все большее признание приобретает мнение, что
высокоскоростной солнечный ветер является обычным нормальным
состоянием, а медленно движущийся солнечный ветер есть резуль-

152 13.5. Выбросы вещества
тат сил натяжения в короне, препятствующих свободному
истечению корональной плазмы. Полярные области Солнца, которые в
течение большей части солнечного цикла покрыты униполярными
корональными дырами с расходящимися силовыми линиями
магнитного поля открытой конфигурации, должны быть источниками
долгоживущих высокоскоростных струй солнечного ветра.
Некоторое подтверждение такого заключения следует из радионаблюдений
нерегулярностей солнечного ветра, указывающих на общее
возрастание скорости солнечного ветра с широтой.
BARUCH Е„ SARI J.W. J. Geophys.. Res., 81, 1453, 1976.
BURLAGAL.F. Space Sci. Rev,, 17, 327, 1975.
GOSLING J.T., HUNDHAUSEN A.J., BAME S.J. J. Geophys. Res., 81, 2111,
1976.
HUNDHAUSEN A.J., GOSLING J.T. J, Geophys. Res., 81, 1453, 1976.
NEUGEBAUER M,, SNYDER C.W. J. Geophys. Res., 71, 4469, 1966.
13,5.. Выбросы вещества
В дополнение к непрерывному корональному расширению часто
наблюдаются нестационарные выбросы вещества короны. Выбросы
определенного типа происходят при солнечных вспышках, когда
вещество быстро расширяющегося вспышечного выброса движется
от Солнца, сжимая и отбрасывая в стороны плазму более
медленного солнечного ветра. Обычно ударный фронт формируется на
переднем крае сжатого плазменного слоя. Область сжатия за
ударной волной имеет толщину от 0,1 до 0,2 а.е. За тангенциальным
разрывом, который отделяет сжатый солнечный ветер от
вспышечного выброса, часто наблюдается тонкий (толщиной 0,01—0,1 а.е.)
слой, обогащенный гелием (гелиевая область). И наконец,
выброс часто сопровождается локализованным высокоскоростным
потоком низкой плотности, длящимся 1-2 сут. Хотя масса и энергия
в типичном большом выбросе превышают потерю массы и энергии
при нормальном "спокойном" расширении солнечного ветра,
выбросы случаются столь редко, что переносят менее 10% общей
массы и энергии в солнечном ветре.
Выбросы вещества другого типа связаны с эруптивными
протуберанцами или исчезающими волокнами. Масса, вовлеченная в
такой выброс, меньше примерно в 10 раз; они случаются примерно
в 10 раз чаще, чем вспышечные выбросы. Увеличения плотности
плазмы (и соответствующие увеличения напряженности магнитно-
. го поля), обусловленные выбросами обоих типов, являются
причиной сильного рассеивания космических лучей и вносят вклад в
модуляцию галактических космических лучей солнечной активностью
(форбуш-понижения интенсивности космических лучей).

13.7. Разрывы в солнечном ветре 153
GOSLING J.T., HILDNER К, MACQUEEN R,M,? MUNROE R.H., POLAND
АЛ., ROSS C.L. J,,Geophyse Rese, 79, 458L, 1974,
MIRSHBERG J.? BAME S.J., ROBBINS DJE, Solar. Physe, 18, Щ, 1971.
IIUNDHAUSEN АЛ. In Solar Wind, eds. Sonet* C.P., Coleman P.J.,
Wilcox JoMe, NASA SP-308, 393, 1972.
13o6o Волны в солнечном ветре
Наблюдения свидетельствуют о существовании непрерывных
флуктуации магнитного поля в плазме солнечного ветра, которые
являются, по-видимому, преимущественно альвеновскими волнами,
переносимыми от Солнцав Помимо такого переноса, существует и
движение волн от Солнца относительно плазмы. Из этого
распространения волн следует, что они генерируются вблизи Солнца, по
крайней мере внутри критического радиуса. Предполагается, что
источником этих волн.в .солнечном ветре является фотосферная
супергрануляция.
BELCHER. J.W., SOLODYNA C.V. Je Geophys. Res., 80, 181, 1975.
IIOLLWEG J.V. Rev, Geophys. Space Phys,, 13, 263, 1975,
VOLK H.J. Space Sci. Rev., 17, 255, 1975.
13o7o Разрывы в солнечном ветре
Границы между различными плазменными областями переносятся
потоком солнечного ветра. Состояния плазмы по обе стороны от
такой границы не являются независимыми, а связаны уравнениями
Максвелла и условием равенства давления по нормали к границе.
При тангенциальном разрыве магнитное поле и скорость потока
должны быть параллельны границе, но величина и ориентация двух
векторов может изменяться произвольным образом, совместимым
с этим ограничением. Тангенциальный разрыв стационарен по
отношению к плазме.
Вращательные разрывы являются резкими "изгибами",
распространяющимися вдаль магнитных силовых линий со скоростью Аль-
вена. Напряженность магнитного поля и скорость плазмы по обеим
сторонам такого разрыва одинаковы,, Разрывы в солнечном ветре
обоих типов являются весьма обычными явлениями.
Волокна в солнечном ветре —. это довольно неопределенное
понятие, означающее, что отдельные области плазмы солнечного
ветра разграничены сходным образом ориентированными
тангенциальными разрывами, простирающимися вплоть до Солнца. Такая
картина вытекает из волокнистой модели солнечного ветра.
Наблюдения же, по-видимому, показывают, что такие волокна редки и
что ориентация поверхностей разрыва обычно меняется от одной
поверхности к другой, в результате чего среда имеет разрывную,
а не волокнистую структуру.

154 13.8. Гелиосфера
Ударные волны образуются, когда две смежные плазменные
области сталкиваются с относительной скоростью, превосходящей
локальную скорость звука (или скорость Альвена). Существует
довольно сложный набор возможных типов ударных волн. Часто
встречается быстрая ударная волна.? в которой нормальный компонент
скорости втекающего вещества больше, а вытекающего - меньше,
чем скорость быстрой МГД-волны [ VF - {V2 + V2)/2 , где Vs и VA
- звуковая и альвеновская скорости ], но в обоих случаях
нормальные компоненты скорости больше, чем скорости Альвена в
плазме до и после ударной волны.
Рассматриваются два граничных класса ударных волн.
Поршневые волныi генерируемые протяженными и длительными
возмущениями вблизи Солнца, характеризуются возрастанием плотности,
скорости и температуры движущегося за ударным фронтом газа.
К другому классу относятся взрывные волны, генерируемые
импульсными возмущениями вблизи Солнца, для которых
характерно понижение плотности, скорости и температуры после
прохождения ударного фронта. Поршневые волны связаны с
высокоскоростными потоками или вспышками, которые поставляют массу и
энергию в солнечный ветер в течение периода времени больше пяти
часов, тогда как межпланетные взрывные волны связаны,
по-видимому, со вспышками, которые высвобождают энергию за время
короче получаса. Промежуточные типы ударных волн являются
результатом выбросов с характерным временем 0,5—5 ч.
BURLAGA L.F. J.Geophys. Res., 76, 4360, 1971.
DRYER M. Space Sci. Rev., 17, 277, 1975.
13.8, Гелиосфера
Солнечный ветер распространяется в околосолнечном пространстве.
соответственно названном гвлиосфв'роИ', полагают, что оно
ограничено гелиопаузой, расположенной на расстоянии Я, при котором
динамическое давление ветра уравновешивается давлением в
межзвездном пространстве. Межзвездное давление обусловлено
совместным действием галактического магнитного поля, космических
лучей и межзвездного газа. Величина R неизвестна, но часто
приводятся значения R от 50 до 100 а.е.
Возможно, что солнечный ветер ограничен областью ударного
перехода от сверхзвуковой скорости расширения к дозвуковой.
Однако детали процесса торможения в этой области неизвестны.
Недавние спутниковые измерения фона эмиссий L ос указывают на
существование межзвездною ветра нейтрального водорода,
движущегося от созвездия Стрельца и проникающего глубоко в Солнечную
систему, вплоть до расстояния в несколько астрономических еди-

133. Секторная структура 155
ниц от Солнца. В первом приближении можно считать, что
солнечный ветер протекает через однородную среду из нейтрального
водорода с плотностью 0,1 атом/см3. Зарядовый обмен с этим
газом замедляет и нагревает солнечный ветер, что приводит к
дополнительным трудностям при определении его границ.
Возможно, что гелиосфера несколько вытянута в направлении
течения нейтрального межзвездного ветра.
AXFORD W.I. Space Sci. Rev., 14, 582r1973.
MONTGOMERY M.D. Space Sci. Rev., 14, 559, 1973.
13o9, Секторная структура <
Силовые линии солнечного магнитного поля уносятся от Солнца
расширяющимся солнечным ветром. Это межпланетное магнитное
поле характеризуется крупномасштабной упорядоченностью.
Наблюдения, проведенные вблизи экваториальной плоскости Солнца,
показывают, что магнитное поле состоит из нескольких (обычно
четырех) секторов или областей, в которых магнитное поле
направлено преимущественно к Солнцу или от Солнца вдоль архимедовой
спирали, образующейся в результате вращения Солнца. Секторная
граница, разделяющая поля противоположной полярности, обычно
очень тонкая и проносится мимо наблюдателя за время порядка
минут, а время, соответствующее ширине типичного сектора,
составляет примерно неделю. Существенные косвенные
доказательства приводят к концепции г елио магнитного нейтрального слоя ,
разделяющего области, в которых плазма движется из двух различных
полусфер Солнца, обычно имеющих противоположно направленные
магнитные поля. Две плазменные области (северная и южная)
разделены на Солнце широким экваториальным поясом замкнутых
магнитных силовых линий, откуда солнечный ветер истекает или в
очень небольших количествах, или вообще не истекает. Каждый раз,
когда наблюдатель пересекает нейтральный слой, он отмечает
прохождение через границу сектора.
Крупномасштабное азимутальное упорядочение фотосферного
магнитного поля является причиной гофрировки в межпланетном
пространстве экваториального гелиомагнитного нейтрального слоя,
отклоняющегося попеременно к северу и к югу от экватора
(гофрированный токовый слой). Таким образом, наблюдатель,
находящийся вблизи солнечной экваториальной плоскости, в течение
оборота Солнца обнаруживает плазму попеременно то с одной, то с
другой стороны нейтрального слоя. Как следствие этого
наблюдается секторная структура с меняющейся полярностью
магнитного поля. Вскоре после максимума солнечного цикла, когда
полярные магнитные поля Солнца ослаблены, гелиомагнитный
нейтральный слой может быть сильно гофрированным и неправильным по

156 13.9. Секторная
Рис. ]3.1. Схема гофрированного токового слоя во внутренней ( 6 а.е.) чао
ти Солнечной системы» Этот токовый слой разделяет межпланетное
магнитное по.ле в гелиосфере на две области с противоположно направленными
силовыми линиями. В одной области магнитное поле направлено к Солнцу, в
другой - от Солнца. Изображена ситуация для четырехсекторной структуры.
Сплошные и пунктирные линии изображают токовый слой, располагающийся
соответственно над и под экваториальной плоскостью. Предполагается, что
протяженность по широте токового слоя составляет + 15°. В центре
изображено Солнце (в другом масштабе).
форме, но в течение большей части солнечного цикла нейтральный
слой хорошо выражен и гофрировка, которая затушевывает фото™
сферную секторную структуру, мала. Когда Земля при своем
движении по орбите достигает максимального отклонения от солнечной
экваториальной плоскости (немногим более 7 ), то преобладает
магнитная полярность ближайшего полярного поля» Это явление
известно как эффект преимущественной полярности или эффект Розен-
беръа — Колмена. Вблизи минимума солнечного цикла, когда
напряженности полярных магнитных полей велики, гофрировка может
иногда становиться настолько малой, что униполярное
межпланетное магнитное поле может наблюдаться на Земле в течение
нескольких месяцев, Трехмерная структура гели ©магнитного
нейтрального слоя приведена на рис 13018
ROSENBERG R.L., CQLEMAN PJe Je Geophys. Res0, ?45 5611, 1969e
SCHULZ M. Astrophys. Space Scie, 24, 371, 1973»
SVALGAARD L., WILCQX JjVl. Nature, 262, 7669 1976*
WILCOX JJVL Space Scie Rev,, 8, 258, 1968,
WILCQX J.M., NESS NBF0 Je Geophyso Res., ?0? 5793, 1965O

1311. Долгопериодные вариации 157
13Л0* Пространственные градиенты
Свойства солнечного ветра изменяются с расстоянием от Солнца и
с долготой. Имеются также доказательства широтных изменений.
Некоторые из этих пространственных градиентов солнечного ветра
являются прямыми следствиями расширения во всевозрастающий
объем, другие представляют собой результаты динамических
процессов внутри солнечного ветра при его расширении, а третьи
отражают изменения, связанные с источником солнечного ветра.
В пределах по меньшей мере 10 аое. от Солнца радиальный
компонент межпланетного магнитного поля, как и плотность
солнечного ветра, уменьшается обратно пропорционально квадрату
гелиоцентрического расстояния в соответствии с сохранением потока
массы и магнитного потока» Согласно наблюдениям, средний
азимутальный компонент поля уменьшается с расстоянием R быстрее,
чем 1/R, как следовало бы ожидать при однородном расширении
короны. Предполагается^ что этот необычный эффект обусловлен
корреляцией между мелкомасштабными флуктуациями в скорости
потока и в магнитном полее Требуются дополнительные
наблюдения, чтобы подтвердить существование этого эффекта.
По—видимому, средняя скорость солнечного ветра постоянна на расстояних,
в пределах которых проводились спутниковые измерения (от 0,3
до 10 аве.), в то время как относительные флуктуации в скорости
яотока уменьшаются с увеличением расстояния, :
Наблюдения мерцаний удаленных радиоисточников,
расположенных вдоль луча зренияг проходящего через внутренюю часть
Солнечной системы, позволяют измерить скорость солнечного ветра
на высоких гелиографических широтах. Небольшой широтный
градиент скорости потока 4-2 км/с на градус широты согласуется с
данными этих измерений»
БАМЕ S.J., ASBRIDGE J.R,, FELDMAN W.C., WELTHAUSER Н.Е., GOSLING
J.T. J. Geophys. Res., 82, 1739 1977,
COLES W.A*, RICKETT B.J. "J. Geophys. Res., 81,. 4797, 1976.
DOBROWOLNY M*9 MORENO Go Space See. Rev.,18, 685, 1976.
NEUGEBAUER M. Space Sci. -Rev,, 17, 221, 1975,
13ЛЬ Долгопериодные вариации
По-видимому, скорость и плотность солнечного ветра, измеренные
вблизи плоскости эклиптики, меньше около максимума солнечного
цикла и больше около минимумаэ особенно в годы,
непосредственно предшествующие минимуму. Суммарная вариация в обоих
случаях составляет примерно ЗО%9 что соответствует изменению
потока массы в два раза,, Эти изменения9 связанные с циклом
солнечной активности, возникают из*»за вариаций в широте источников

158 13.12. Зодиакальный свет
солнечного ветра, поскольку обычно наблюдается уменьшенный
поток солнечного ветра из экваториальных районов Солнца
вследствие сдерживающего влияния магнитных полей активных областей.
Напряженность межпланетного поля была необычайно постоянной
в течение последнего цикла солнечной активности, и :ее
среднегодовые значения если и изменялись, то незначительно.
Данные о геомагнитной активности представляют косвенные
доказательства значительного изменения параметров солнечного
ветра начиная примерно с 1900 г., но неизвестно, какой именно
параметр (поток массы или магнитный поток) изменился. Поскольку
прямые измерения охватывают по времени всего лишь немногим
более одного солнечного цикла, любые долгопериодные вариации
трудно обнаружить и ни одна из них не установлена твердо.
GOSLING J.T., ASBRIDGE J.R., БАМЕ S.Jo, FELDMAN W.C- J. Geophys.
Res., 81, 5061, 1976.
KING J.H. J. Geophys. Res,, 81, 653, 1976.
NEUGEBAUER M, Space Sci., Rev., 17, 221, 1975.
13.12. Зодиакальный свет
Вблизи плоскости эклиптики в направлении от Солнца
простирается область слабого свечения, видимого невооруженным глазом в
западной части небосвода вскоре после захода Солнца и в
восточной незадолго до восхода. Спектр этого свечения показывает, что
оно представляет собой солнечное излучение, рассеиваемое
частицами межпланетной пыли со средним диаметром 1 мкм,
являющимися, по-видимому, метеорными частицами малых размеров.
Зодиакальный свет сильно поляризован, что считалось ранее
следствием томсоновского рассеяния на свободных электронах.
Рассеяние и поляризация света частицами, размеры которых соизмеримы
с длиной волны света, могут быть поняты на основе теории
рассеяния Ми. Эта теория также предсказывает максимум обратного
рассеяния в направлении, противоположном источнику света. Очень
слабое свечение - противосияние - действительно наблюдается в
противоположном Солнцу направлении, образуя большое диффузное
пятно, яркость которого постепенно падает в пределах + 40 .
Оптический спектр противосияния подтверждает, что оно представляет
собой солнечный свет, отраженный пылью.
LEINERT С, Space Sci. Rev., 18, 281, 1975.
ROOSEN R.G, Rev. Geophys. Space Phys.,9, 275, 1971.

14
СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА
В.Л. ПАТЕЛЬ
14.1. Геомагнитное поле
Магнитные обсерватории непрерывно регистрируют геомагнитное
поле на различных широтах и долготах Земли. С появлением ракет
и спутников его стали изучать также в космическом пространстве.
Геомагнитное поле в первом приближении эквивалентно полю
диполя с магнитным моментом М в центре Земли {центральный
диполь)* Этот эквивалентный диполь представляет поле более
точно, если ось диполя смещена на 451 км от центра Земли в
направлении к Тихому океану ( эксцентричный диполь). Ось
земного диполя наклонена приблизительно на 11° к оси вращения
Земли и, как принято считать, пересекает земную поверхность в
точке 81° с.ш., 84,7°з.д. в Гренландии (северный геомагнитный
полюс) и в точке 75° ю.ш., 120,4° в.д. в Антарктике (южный
геомагнитный полюс)* Чтобы аппроксимация наблюдаемого
геомагнитного поля оставалась хорошей, требуется из года в год
уточнять расположение эксцентричного диполя. Величина смещения
диполя от центра Земли возросла от 252 км в 1829 г. до 451 км
в 1965 г. Магнитный момент диполя также изменяется со
временем и в течение последнего столетия систематически
уменьшается, составляя приблизительно
М = (15,77 - 0,003951 t) . Ю25 Го см3,
где t - время в годах с 1900 г. Диполь (центральный или
эксцентричный) является только грубым приближением
геомагнитного поля. Геофизики непрерывно изменяют и улучшают
теоретические модели, используя все более высокие мультиполи и
вычисляя сферические гармонические коэффициенты для нескольких эпох.
Международная ассоциация геомагнетизма и аэрономии (МАГА)
публикует Международное аналитическое поле (МАП) для
использования научной общественностью. Мультипольные коэффициенты
для этого поля на эпоху 1975 г., с учетом вековых вариаций,
опубликованы Литоном (1976).
Напряженность геомагнитного поля в любой точке обозначается
символом F или В и измеряется в гауссах (Гс), теслах (1 Т =
- 1О4 Гс) или гаммах (1у = 1О~5Гс = 1 нТ).

160 14.2. Системы координат
AKASOFU S.I., CHAPMAN S. Solar-Terrestrial Physics, Oxford University Press,
1972, CL 2, [Имеется перевод: Акасофу С<,И,,Чепмен С, Солнечно-
земная физика. - М«: Мир, 1975* ]
HAYMES R.C. Introduction to Space Science, New York, John Wiley and Sons,
1971, CL 9.
LEATON B.R. j. Geophys. Res., 81, 5163, 1976.
14.2, Системы координат
Напряженность В геомагнитного поля представляют в локальной
геомагнитной системе координат модулем В и двумя углами, / и D •
Угол / — это угол между вектором В и его горизонтальным
компонентом Н . Он считается положительным при отклонении вниз (от
горизонтальной плоскости) и называется наклонением или углом
наклонения. Склонение D является азимутом, измеренным от
горизонтального направления на север либо к востоку, либо к западу.
В большинстве магнитных обсерваторий D считается положительной
величиной, если поле отклоняется к востоку. Поле В может также
задаваться тремя взаимо перпендикулярными компонентами: северной
X и восточной У - в горизонтальной плоскости, V или Z - по
вертикали (направление вниз считается положительным). Семь величин
В, Н, D, /, X, Y, Z или у называются магнитными элементами-. РисД4.1
иллюстрирует связь этих величин. Ряд магнитных обсерваторий
непрерывно регистрирует эти элементы. Такие записи, называемые
магнитограммами, накапливаются в Мировых центрах данных для
дальнейшего использования.
Когда / = О, поле горизонтально; точки, в которых/ = О,
определяют кривую на поверхности Земли, называемую экватором
наклонения . Наклонение (или угол наклонения) / положительно к се-
В&сток
Рис. 14.L Локальная система
координат, .используемая для
описания геомагнитного поля-
Угол I —наклонение (угол
наклонения), угол D
-склонение. Ось Xнаправлена к
северу, У * к востоку и Z - к
центру Земли.

14.2. Системы координат 161
веру от экватора и отрицательно к югу от него. Когда горизонталь—
ный компонент Я равен нулю, т,е. / - 90 поле направлено
вертикально. Это случается в двух точках, названных северным полюсом
наклонения и южным полюсом наклонения. Для эпохи 196 5 г. эти
полюса находились в точках 75,6° с.ш., 101° з.д. и 66,3° ю.ш.,
141° в.д. Положение полюсов наклонения изменяется, отражая
внутренние изменения поля Земли. Главное геомагнитное поле в эпоху
данного года представляется при помощи изо магнитных карт , на
которых нанесены изомагнитные (постоянного значения) линии для
каждого магнитного элемента. В литературе изомагнитные линии
I) называются изогонами , линии / - изоклинами, а линии В - из.о-
(Ынамами. Для других элементов, таких, как Я, Z, X и Y, они просто
называются изомагнитными линиями, или изолиниями.
Другая система координат, которая широко используется в
геомагнитных исследованиях, - это геомагнитные координаты или ди-
польные геомагнитные координаты . Геомагнитная широта и
геомагнитная долгота точки на Земле вычисляются по отношению к
центральному диполю.
Географические широта и долгота северного полюса центрального
диполя обозначаются как 0Q и Фо соответственно. Например, для
эпохи 1965 г. О = 78,6° с.ш. (дополнение географической
широты 11,4° и Фо = -69,8° или 290,2° в.д.
Точка с географической широтой 0 и долготой ф имеет
геомагнитную широту Ат и геомагнитную долготу Л , которые даются
выражениями
sin Am= cos 0О cos 0 cos (ф — Фо) + sin 0O sin 0,
sin 0O cos 0 cos (Ф — Фо) — cos 0O sin 0
cos Л =
cos An
Можно также вычислить магнитную широту Л^ по отношению к
полюсу наклонения и экватору наклонения. В модели центрального
диполя угол наклонения / и магнитная широта XD связаны
соотношением Л/) = 3.V2 tg /.
Магнитное поле Земли не является полем центрального диполя,
поэтому существуют модификации и уточнения дипольных координат.
В научной литературе используют понятие дипольного времени
или геомагнитного времени при изучении полярных сияний и
высокоширотных явлений. Геомагнитное время для какой-либо точки на
Земле с географическими координатами 9. Ф и геомагнитными
координатами "Кт, А вычисляется в отсчете от дипольного полудня:
t =(Л# — Л)/15°, где Л#~ дипольная долгота Солнца, t выражено в
часах.
AKASOFU S.L, CHAPMAN S. Solar-Terrestrial Physics, Oxford University
14-353

162 14.3. Геомагнитные индексы
Press, 197 2, Ch. 2. [Имеется перевод: Акасофу CR, Чепмен С. Солнечно-
земная физика, 1- Мо: Мир, 1975* ]
COLEK.D. Australian J. Phys., 16, 423, 1963»
GUSTAFSSON G. Ark. Geofis.,.5, 595, 1970.
14.3. Геомагнитные индексы
Геомагнитное поле испытывает флуктуации различных временных
масштабов. Для описания этих флуктуации служат несколько
геомагнитных индексов, использующихся для статистических
исследований в солнечно-земной физике.
Наиболее широко используемым индексом геомагнитной возмущен-
ности является планетарный индекс Кп. который выводится из
л- -индексов нескольких специально отобранных магнитных
обсерваторий. К -индекс данной обсерватории получается при изучении
значений элементов Н, D и Z для восьми трехчасовых интервалов за сутки
(00-03 ч, 03-06 ч и т.д. всемирного времени). Наибольшая
амплитуда Я, D и Z в каждом интервале используется для получения
К -индекса из стандартных таблиц. Такая таблица для каждой
обсерватории подбирается таким образом, чтобы наибольшие и
наименьшие вариации магнитного поля на данной станции были
представлены соответственно К = 9 и К = О. К -индекс основан на
полулогарифмической шкале. Трехчасовой Хр-индекс получается осреднением
X—индексов, измеренных на 12 обсерваториях. Планетарный
трехчасовой К -индекс обычно выражается в 1/3 долях единиц, $то
достигается добавлением индексов —, 0, + к числам от О до 9, что
дает 28 ступеней для шкалы от О0 до 90. Величины Кр
опубликованы Геттингенским геофизическим институтом в виде "музыкальных"
диаграмм Бартельса (смо ' Solar Geophysical Data, Prompt Reports,
NOAA, Boulder, Col.). Величина 2 К представляет собой сумму в ось-*
ми трехчасовых индексов за сутки по всемирному времени. Хотя
Кр -индекс широко используется в солнечно-земной физике, его
физический смысл недостаточно понятен, так как для его получения
используются ограниченные глобальные данные.
Другим индексом, который не так давно стал использоваться в
солнечно-земной физике, является ар-индекс. Это линейный
индекс, получаемый из каждого трехчасового планетарного индекса
К .Преобразование Кр в ар проводится таким образом, что на 50°
дипольной широты ар приближенно представляет максимальную
амплитуду возмущенности наибольшего из трех элементов Н, D и Z в
единицах 2,0 нТ. Таблица перехода от Кр к ар_ приведена
в книге Акасофу и Чепмена (1972). Индекс ар меняется в
пределах от О до 400. Сумма восьми трехчасовых величин ар дает
суточный Ар-индекс для суток по всемирному времени.
Реже используемый индекс Ср , суточный планетарный
характеристический индекс, получается из суточного Л -индекса. Величина

14.4. Индекс Dst 163
ого меняется от О до 2,0. Индекс С9 > который изменяется от О
до 9, получается из суточного индекса С и обычно табулируется
вместе с числом солнечных пятен R.
Индексы С и С- используются достаточно редко. Индекс С
является суточным характеристическим индексом, который оценивается
на обсерватории при простом визуальном просмотре. С-индекс
может принимать значения О; 1 или 2. Международный индекс С
(называемый индексом С. ) получается усреднением (с точностью
до одной десятой) индексов С нескольких обсерваторий.
Недавно Майо (1972) предложил новые индексы, в которых
исключены эффекты суточных и годовых вариаций. Он определил
индекс аа ( а - от "антиподальный") как среднее из трехчасовых
К -индексов, преобразованных в амплитуду поля, для двух антипо-
дальных обсерваторий. Обсерватории Гринвич и Мельбурн являются
примерно антиподальными и располагают данными начиная с 1867 г.
Индекс аа подобен ар -индексу. Суточный индекс Аа получается
из восьми индексов аа . Индексы Аа более приемлемы, чем Се- ,
так как при изучении временных рядов вариации проявляются лучше.
Трехчасовые индексы am и суточные Am получаются также из данных
четырех или пяти групп северных и южных обсерваторий. Разница
между индексами аа и am быстро исчезает, когда рассматриваются
средние из нескольких трехчасовых значений. Майо ввел также
индекс К , представляющий собой откалиброванный и
усовершенствованный индекс К , определяемый по данным выгодно
расположенных обсерватории. Однако для изучения длиннопериодных вариаций
индекс аа является наилучшим.
Имеются трехчасовые индексы Кп, К$, an и as для северного
и южного полушарий, получаемые из К -индексов одиннадцати
северных и семи южных обсерваторий субавроральной зоны.
AKASOFU S.I., CHAPMAN S. Solar-Terrestrial Physics, Oxford University
Press, 1972, Ch? 7. [ Имеется перевод: Акасофу СИо, Чепмен С«
Солнечно-земная физика* — М„: Мир, 1975о]
HAYMES R.C. Introduction to Space Science, New York, John Wiley, 1971,
Ch,9.
MAYAUDP.N. X Geophys, Res., 72, 6870, 1972»
ROSTOCKER G. Rev. Geophys, Space Phys., 10, 935, 1972.
SVALGAARDL. J. Geophys. Res., 81, 5182, 1976.
14.4. Индекс Dst
Геомагнитные бури являются флуктуациями, накладывающимися на
главное магнитное поле, Н -компонент которого уменьшается
в течение нескольких суток на несколько сот нТ. Вариация во время
бури D определяется как j) = j) + ££, где DS - активность,
связанная с авроральной электроструей, Dst - изменение поля из-за

164 14.5. Индекс авроральной электроструи
появления кольцевого тока в магнитосфере. В настоящее время
индекс вариации во время бури Dst вычисляют по значениям //-
компонентов поля четырех обсерваторий: Гонолулу, Сан-Хуан, Каки- .
ока, Херманус, которые равномерно распределены по долготе и не
подвергаются воздействию авроральной и экваториальной электрост—
руй. Метод вычисления индексов Dst описан Сугиурой. Использование
индекса Dst не ограничивается периодами геомагнитных бурь.
Непрерывные ряды часовых значений широко используются для
характеристики геомагнитных вариаций в спокойные периоды и для
исследований по солнечно-земной физике.
PATEL V.L., DESAI U.D. Astrophys. Space ScL, 20, 431, 1973.
ROSTOCKER G. Rev. Geophys. Space Phys., 10, 935, 1972.
SUGIURAM. Annals IGY, Vol. XXXV, Pergamon Press, 1964, p. 9*
14.5. Индекс АЕ авроральной электроструи
Геомагнитные индексы к или А и Dst содержат информацию о
планетарных возмущениях и вариациях во время геомагнитных бурь.
Токи в ионосфере авроральной зоны оказывают заметное воздействие
на геомагнитное поле. Флуктуации магнитного поля из-за токов
авроральной зоны (авроральная электроструя) характеризуется
индексом авроральной электроструи АЕ. Для вычисления индекса АЕ
используются магнитограммы Я -компонентов обсерваторий,
расположенных на авроральных или субавроральных широтах и равномерно
распределенных по долготе. В прошлом использовались данные
обсерваторий, расположенных между 60 и 64° с.ш. и в южном
полушарии на -63,8, -65,8 и - 70,6°, которые восполняли пробел по
долготе. Возмущение дЯ вычисляется каждые 2,5 мин как
отклонение от базисной линии, соответствующей спокойному периоду на
каждой станции. Затем проводится наложение ЛЯ , вычисленных для
всех станций. В настоящее время индексы АЕ вычисляются по
данным 12 обсерваторий, расположенных в северном полушарии на
разных долготах между 60 и 70° геомагнитной широты.
Максимум положительной (верхней) амплитуды Я называется
индексом AU, а максимум отрицательной (нижней) амплитуды
называется индексом AL. Физически индекс AU представляет наибольшее
магнитное возмущение, связанное с восточной электроструей в
послеполуденном секторе, a AL - наибольшее магнитное возмущение,
связанное с западной электроструей в утреннем секторе. Иногда
индексы AU и AL используются отдельно, так как вечерняя и
утренняя .электроструи могут быть независимыми. В солнечно-земных
исследованиях используется индекс АЕ = АН — AL, представляющий
собой разность между верхним и нижним пределами магнитных
флуктуации в ЛЯ. Индекс АЕ приводится в гаммах или нанотеслах
для интервалов 2,5 мин, а чаще для часовых интервалов и может

14.6. Суточные вариации 165
быть получен из Мирового центра данных, НОАА, Боулдер, США.
ALLEN J.H., ABSON С С, MORRIS L.D. World Data Center A, Report UAG-59,
1976»
DAVIS J.N., SUGIURAM. J. Geophys. Res.,71, 785, 1966.
UOSTOCKER G. Rev» Geophys. Space Phys., 10, 951, 1972»
14.6- Суточные вариации геомагнитного поля
Напряженность общего магнитного поля Земли складывается из
нескольких частей 'В = M + m+D + N + S+L, где М- главное поле,
обусловленное внутренними источниками, т — вековая вариация, D -
регулярная или нерегулярная часть поля возмущений, связанная с внешними
источниками; /V - нециклическая вариация в спокойные периоды от
внешних источников. Поле S является периодическим и обусловлено
влиянием Солнца. Поле L также периодическое, возникает под
влиянием Луны.
Дни, в течение которых записи магнитного поля
(магнитограммы) по трем элементам Н, D и Z или X, Y, Z обнаруживают
регулярное плавные вариации, называются магнитно-спокойными днями.
Если же наблюдаются большие флуктуации, имеющие неправильный
характер, то такие дни называются возмущенными днями0Солнечная
магнитная вариация S в спокойные дни обозначается 5 о Суточная
вариация магнитного поля в возмущенные дни после исключения Sq
называется возмущенной суточной вариацией S ^. Она является
частью планетарного возмущенного поля D. Для изучения "истинных"
вариаций Sq все другие вариации должны быть исключены
статистическими методами. Вариация Sq зависит от солнечных приливных
движений (Sг) и термоприливных движений (S2) атмосферы,
приводящих к движениям ионосферы. Ионосфера представляет собой
проводящий слой плазмы, и ее движение индуцирует силу Лоренца,
действующую на ионы и электроны, которые в свою очередь
образуют электрические токи в ионосфере (фиксированные относительно
Солнца). Аналогично лунный прилив генерирует силу Лоренца и
соответствующую токовую систему, фиксированную относительно
Луны. На станции, перемещающейся под этими токовыми
системами будут наблюдаться магнитные вариации, зависящие от лунного
времени. Они называются просто L- вариациями и имеют
полусуточный характер с максимумами от 6 до 18 ч по лунному
времени. Из наблюдений геомагнитного поля на поверхности Земли могут
быть выделены S- и L -вариации и построены идеализированные
эквивалентные токовые системы в ионосфере. Интенсивность
типичной S -вариации в средних широтах составляет около 20 нТ,
и она отчетливо прослеживается на магнитограммах, в то время
как L -вариация очень мала (несколько нТ) и для ее
выделения необходим статистический анализ.

166 14.7.27-дневные
Солнечно-суточная вариация усиливается вблизи экватора
наклонения и может составлять 100-200 нТ. Токовая система S
усиливается током электроструи, текущей в узкой полосе (+5°) над экватс-
ром. Токовая система £ - это токовый вихрь, расположенный в
каждом полушарии с центром на 30° геомагнитной широты вблизи
полуденного меридиана. Токи текут вокруг этого центра,
называемого фокусом S в направлении по часовой стрелке в южном
полушарии и против часовой стрелки в северном полушарии (северный
и южный фокусы S находятся не на одном меридиане). Сильные
S -токи существуют. на освещенной стороне Земли между экватором
и средними широтами. Интенсивность эквивалентных токов
можно составлять & 120 000 А . Для обнаружения этих токов в
средних широтах проводятся ракетные эксперименты с
магнитометрами. Токовая система изменяется день ото дня, усиливаясь летом,
реагирует на солнечные вспышки (см. эффект солнечной вспышки
Sfe ), солнечные затмения и, возможно, зависит от межпланетных
полей и динамики магнитосферы.
Другая токовая система была введена Нагатой и Кокубуном для
объяснения суточных вариаций в области полярной шапки в
спокойные дни. Двувихревая система, названная Sp , получается после
вычитания 5 -вариации, возникающей под действием динамо. Она
ограничена областью высоких широт, Л > 60°. Результаты
последних наблюдений показывают, что в спокойные дни 5^ -токи
сосредоточены главным образом в высоких широтах в секторах 06-12 ч
и 12-18 ч.
AKASOFU S.L, CHAPMAN S. Solar-Terrestrial Physics. Oxford University
Press, 1972, Ch. 4 [Имеется перевод: Акасофу СИ*, Чепмен С,
Солнечно-земная физика* ■— Мо: Миро? 1975*]
KANE R.P. Space ScL Rev,, 18, 413, 1976.
MATSUSHITA S. In Physics of Geomagnetic Phenomena, eds. S.Matsushita,
W.H. Cambell, VoLI, Ch. 3, New York, Academic Press, 1967.
NAGATA Т., KOKUBUN S. Rep. lonosph. Space Res. Japan, 16, 256, 1962.^
PRICE A.T. Space Sci. Rev., 9, 151, 1969.
14.7. 27-Дневные вариации геомагнитного поля
Геомагнитные индексы С •, Кр и Ар показывают существование
27-дневных циклов геомагнитной активности солнечного
происхождения. Активные области на Солнце выбрасывают солнечную
плазму в виде высокоскоростных потоков, которые вызывают
геомагнитные возмущения. Так как активные области на Солнце
иногда сохраняются в течение нескольких солнечных оборотов, они
создают 27-дневную периодичность геомагнитной активности.
Некоторые солнечно-земные явления (например, авроральные 5
-токи, земные токи, интенсивность космических лучей, полярные сияния)

14.8. Полугодовая вариация 167
отражают эту периодичность возрастанием амплитуды в периоды
высокой геомагнитной активности. Имеется несколько субпериодов
от 12 до 14 и от 6 до 9 сут, наблюдаемых в геомагнитной
активности. Возможно, что эти меньшие периоды связаны с секторами
межпланетного магнитного поля, взаимодействующего с геомагнитным
полем. В солнечно-земных исследованиях они проявляются в
интенсивности космических лучей в секторах межпланетного поля.
Амплитуда 27-дневной волны, по-видимому, модулируется
полугодовой вариацией геомагнитной активности. Значительной
модуляции амплитуды 27-дневной волны с годовым или 11-летним
периодом не отмечено.
CHAPMAN So, BARTELS J, Geomagnetism, Vol.i, Oxford University
Press, 1940, 'Ch.l2.
PATEL V-.L.,: CHASSON R.L, Can. J. Phys., 46, S966, 1968»
SHAPIRO R.J. Geophys, Res., 74, 2356, 1969 =
WILCOX J.M., NESS NoF, J, Geophys. Res.,: 70, 5793, 1965.
14.8. Полугодовая вариация геомагнитного поля
Среднемесячные значения геомагнитных индексов С • были
использованы для изучения годовых вариаций. Вопрос о существовании
значительного годового периода (12-месячной волны) считается
до некоторой степени спорным, но отмечаются два отчетливых
максимума вблизи 22 марта и 20 сентября/Эти полугодовые вариации
геомагнитного поля с амплитудой около 15 нТ (амплитуда
изменяется в зависимости от солнечной активности) с максимумами около
равноденствий и минимумами вблизи солнцестояний сейчас
установлены достоверно. Однако их физический механизм определенно
все еще не известен.
Имеются две старые теории, касающиеся этого механизма. Одна
использует аксиальную гипотезу, в которой, основную роль играет
гелиографическая широта Земли: Земля располагается благоприятно
для взаимодействия с потоками солнечной плазмы около 7 сентября,
когда ее северная гелиографическая широта 7,2° максимальна, и
вблизи 6 марта, когда широта 7,2° максимальна к югу. Другая
теория использует равноденственную гипотезу, согласно которой
основную роль играет наклон оси эквивалентного геомагнитного
диполя. Предполагается, что максимум геомагнитной активности
достигается тогда, когда ось диполя перпендикулярна потоку
плазмы солнечного ветра, что случается вблизи равноденствий. Недавно
Боллер и Столов для объяснения полугодовой вариации исследовали
неустойчивости Кельвина-Гельмгольца на магнитопаузе. Используя
данные о магнитных полях и плазме в космическом пространстве,
они показали, что неустойчивость Кельвина - Гельмгольца имеет
максимум вблизи равноденствий и минимум вблизи солнцестояний.

168 14.9. Микропульсации
Соответственно модулируется- и магнитная активность.
Неустойчивость Кельвина » Гельмгольца объясняет также вариации по
всемирному времени, существование которых было подтверждено в
геомагнитных данных с помощью К- и К -индексов. Модель зависит от
наклона оси диполя pi максимальной и минимальной вероятностей
появления неустойчивости Кельвина - Гельмгольца, т.е. зависит от
времени года.
Геомагнитное поле испытывает также долгопериодные вариации.
Сообщается о небольших годовых вариациях, хотя и не полностью
установленных, которые могут объясняться ионосферными ветрами.
Кроме того, имеются хорошо известные 11-летние и 22-летние
периоды, связанные с циклом солнечных пятен. Другие периоды
составляют от 2 до 80 лет (см. Кюри, 1973; Кейн, 1976).
BERTHELIER A, J. Geophys. Res,, 81, 4546, 1976*
BOLLER BoR0, STOLOV ELL. j. Geophys. Res», 75, 6073, 1970.
CURRIE R.G. Astrophys. Space ScL, 21, 425, 1973.
CURRIER.G. j. Geophys. Res.,. 81, 2935, 1976.
KANE R.P. Space ScL Rev,, 18, 413, 1976.
МИШИН ВоМо? КАЛИНОВСКАЯ ГЖ, КИШИНА НА Геомагнетизм и
Аэрономия, 1, 387, 19-61.
SHAPIRO R. j. Geophys. Res., 74, 2356, 1969.
14.9. Микропульсации
В геомагнитном поле существуют флуктуации с периодами от
долей секунды до десятков минут. Эти вариации имеют небольшие
амплитуды от десятых долей нТ до нескольких сот нТ в высоких
широтах. Их характеристики быстро изменяются, а продолжительность
составляет от нескольких минут до часа и более. Эти флуктуации
принято называть микропульсацилмиt просто пульсациями или
геомагнитными микропульсациями. Пример таких пульсаций приведён на
рис. 14.2.
Прежде в литературе использовались термины: непрерывные
пульсации (Рс), цуг пульсаций (РТ), гигантские пульсации (Pg) 0 В
последнее время геомагнитные пульсации подразделены на две главные
категории: Рс и Pi. Пульсации Рс 1с периодом от 0,2 до 5 с могут
появляться в виде всплесков, объединяющихся в серии
продолжительностью от нескольких минут до часов. Пульсации Рс 1 называют
жемчужинами. Пульсации Рс 2 - Рс 5 носят регулярный, непрерывный,
почти синусоидальный характер, в то время как пульсации Pi имеют
иррегулярный вид на магнитограммах с быстрой разверткой. В
настоящее время используется следующая классификация:

14.9, Микропульсации 169
Рс
Рс
Рс
Рс
Рс
Рс
1
2
3
4
5
Период
0,2 -
5 -
10 -
45 -
150 -
> с
5
10
45
150
600
Pi
Pi
Pi
1
2
Период, с
1-40
40 - 150
Микропульсации появляются как при спокойном, так и при
возмущенном магнитном поле. Однако Pi появляются чаще в условиях
возмущений, таких, как суббури. Появление Pi 2 связывается с началом
суббурь.
Короткопериодные пульсации Рс 1 изучались с использованием
частотно-временных диаграмм, называемых сонаграммами» Они
наносятся на специальную бумагу, которая испытывает почернение,
пропорциональное напряженности сигнала на данной частоте в
соответствующее время. Были предложены теории, согласно которым Рс 1 и Pi 1
генерируются циклотронными неустойчивостями, возникающими при
взаимодействии волн с частицами и при колебательных движениях
вдоль силовых линий магнитного поля в магнитосфере.
Короткопериодные пульсации Pi 1 - очень сложные явления,
подразделяемые на следующие подклассы:
1. Короткопериодные иррегулярные пульсации (SIP) - цуг коротко-
периодных микропульсаций, который длится всего несколько минут.
Обычно появляется вблизи начала геомагнитных бухт и связывается
с длиннопериодными пульсациями 20-60 с. Имеет тенденцию
повторяться несколько раз с интервалами в 10-20 мин.
2. Иррегулярные пульсации уменьшающегося периода (КУП, IP DP)
характеризуются узкой полосой частот со средней частотой,
возрастающей от 0,1 до 1,5 Гц за 30 мин. Обычно появляются в интерва-
Время
1650
16 ч 55 мин
Рис. 14.2. Типичный вид микропульсаций (Рс 3) в магнитной обсерватории
Фредериксбург, США, 27 июля 1968 г. Время всемирное.

ПО 14.10. Геомагнитные бури
ле от 17 ч до 01 ч местного магнитного времени и часто
связаны с появлением отрицательных магнитных бухт, а также
сопровождают визуально наблюдаемые полярные сияния. Частота этих
пульсаций возрастает при появлении аврорального спорадического
слоя Е .
3. Иррегулярные пульсации увеличивающегося периода (IPIP).
Обычно появляются в дневное время и наблюдаются не часто.
4. Авроральные иррегулярные пульсации (AIP) . Появляются вблизи
зон полярных сияний и представляют собой непрерывные
широкополосные сигналы большой длительности, которым обычно
предшествуют короткие иррегулярные микропульсации.
Связь микропульсаций с солнечно-земными явлениями, в
частности с К -индексом, солнечным циклом, временами года,
межпланетной плазмой и т.д., исследовалась неоднократно, но полученные
результаты противоречивы. Механизм генерации и характеристики
распространения микропульсаций все еще являются объектом
исследования; одна из интерпретаций связывает микропульсации с магните—
гидродинамическими волнами, генерируемыми в магнитосфере.
Доказательство магнитосферного происхождения микропульсаций
получено из наблюдений на спутнике "Эксплорер-12". Микропульсации
имеют широтную сопряженность в южном и северном полушариях
Земли, указывая на существование колебаний поля в магнитосфере.
ГУЛЬЕЛЬМИ АоВо МГД- волны в околоземной плазме, - Мо:'Наука, 1979,
JACOBS Jo A. Geomagnetic Micropulsations, New York, Springer Verlag, 1970,
Ch. 2.
LANZER0TT1 L.J., FUKUNISHI H. Eev. Geophys. Space Phys., 12, 2193,
1974.
MCPHERRON R.L., RUSSELL СТ., COLEMAN P.J. Space Sci. Rev., 13,
411, 1972.
PATEL V.L. Planet. Space Sci., 13, 4в5, 1965.
PATEL V.L., CAHILL L.J. Phys. Rev. Letters, 12, 213, 1964.
14.10. Геомагнитные бури
Сильные понижения (от 100 до нескольких сот нТ) Я—компонента
геомагнитного поля, происходящие иногда в средних и низких
широтах Земли, получили название геомагнитных или магнитных бурь .
Типичное возмущение во время магнитной бури в Гонолулу
(геомагнитная широта 21° с.ш.) приведено на рис. 14.3. Магнитные бури
имеют следующие характерные черты: внезапное начало бури (SC
или SSC) f начальную фазу, главную фазу и фазу восстановления.
Буря начинается с резкого увеличения Я-компонента на всех широтах.
В течение нескольких часов величина поля превышает его значения
перед внезапным началом, до наступления внезапного уменьшения
поля. Временной интервал между внезапным началом бури и момен-

14.10. Геомагнитные бури 171
16.00
2400
Время
16ч00мин
Рис. 14.3. Типичная вариация в геомагнитном поле во время магнитной бури,
наблюдавшаяся на среднеширотной обсерватории Гонолулу (Гавайские о-ва)
5—6 июня 1967 г. (время всемирное).
1 — начальная фаза, 2 — главная фаза, 3 - фаза восстановления.
том уменьшения поля называется начальной фазой (IP) .
Уменьшение поля очень отчетливо наблюдается в средних и низких широтах.
Однако на экваториальных станциях накладываются большие
возмущения в районе электроструи. Уменьшение поля может продолжаться
несколько часов, а иногда и дней и называется главной фазой (МР) .
Затем начинается медленное восстановление, и Я-компонент
возвращается к уровню, который был перед бурей или во многих
случаях к уровню немного ниже исходного. Эта фаза бури, называемая
фазой восстановления (RP), может длиться от нескольких часов до
нескольких дней. Физические процессы, протекающие в разных фазах
бури, обсуждаются в отдельных подразделениях. Заметим, что бури
хорошо выделяются в средних широтах, но в зоне полярных сияний
вариации, связанные с бурей, имеют совершенно другой характер
из-за наличия авроральной электроструи. Вариации поля в еще более
высоких широтах, чем зона полярных сияний (в полярной шапке),
также существенно отличаются, так как межпланетное поле может
пересоединяться с геомагнитным полем и таким образом
непосредственно влиять на магнитные вариации.
Бури обычно вызываются поступлением высокоскоростной
солнечной плазмы (генерируемой солнечными вспышками) и связанной с
ней ударной волны в окрестность Земли. Некоторые геомагнитные
бури имеют 27-дневную повторяемость из-за возвращения
активных солнечных областей после оборота Солнца. Следует заметить,
что уменьшение поля иногда может наблюдаться и без
внезапного начала бури, а также протекать в различных иррегулярных
формах. Однако в последние годы термин "магнитная буря" употребля-

172 14.11. Внезапное начало бури
ется в том случае, если имеются все характерные фазы:
внезапное начало, начальная фаза, главная фаза, фаза восстановления.
Геомагнитные бури также связаны с ионосферными возмущениями,
которые, как известно, вызывают нарушения радиосвязи и
телевидения.
AKASOFU S.L, CHAPMAN S. Solar-Terrestrial Physics, Oxford University
Press, 1972, Ch.8. [Имеется перевод: Акасофу СОИО, Чепмен С
Солнечно-земная физика. - Мй: Мир, 1975о1
SUGIURAM, HEPPNER J.P. In Introduction to Space Science, eds. W.N.Ness,
G.D.Mead, Gordon-Breach Science PubL, 1968, Gh. 1.
14 о 11. Внезапное начало бури
Внезапное начало бури (SSC, SC)- это резкое увеличение
Н-компонента геомагнитного поля, которое обозначает начало
магнитной бури и происходит почти одновременно на всей Земле, часто
появляясь в высоких широтах на одну или несколько минут
раньше, чем в низких. Нарастание поля начинается внезапно, но его
время составляет 150-300 с (рис. 14.3). Время нарастания
зависит от местного времени наблюдения, составляя 150 с вблизи
полудня и 300 с около полуночи. Амплитуда может меняться от
20-30 нТ в низких широтах до сотен нТ вблизи экватора и в
высоких широтах. Имеется большая суточная вариация амплитуды
(наибольшая амплитуда около местного полудня) на станциях,
расположенных вблизи экватора магнитного наклонения. Например,
отношение амплитуд при внезапном начале бури в Уанкайо
(геомагнитная широта 0,6°) и Фредериксбурге (геомагнитная широта
49,6°) в полдень местного времени составляет около 6, а между
16 и 04 ч равно 1. Поляризация вектора возмущений,
слагающегося из компонентов Н и D , обнаруживает вращение по часовой или
против часовой стрелки в зависимости от широты и местного
времени наблюдения. Имеется указание на то, что подобная
зависимость амплитуды и поляризации от местного времени существует
и в магнитосфере.
Изредка наблюдается отрицательный импульс перед главным
положительным возрастанием внезапного начала бури. Такие
отрицательные изменения поля называются предварительными обратными
импульсами (SSC *). Обычно они наблюдаются в высоких широтах
или вблизи экватора. Иногда появляются микропульсации,
связанные с внезапным началом бури. Механизм генерации обратных
импульсов был объяснен на основе трехмерной картины
распространения и взаимодействия изотропной и поперечной магнитогидродина-

14.12. Начальная фаза 173
мических волн. По данным о плазме и межпланетном поле сейчас
установлено что внезапное начало бури генерируется при
взаимодействии магнитогидродинамической ударной волны, связанной с
солнечными вспышками, с магнитосферой. Однако действительный
характер взаимодействия во всех деталях еще не установлен. В
работах по солнечно-земным исследованиям было отмечено
существование связанных с внезапным началом бури возмущений в
ионосферных явлениях, в появлении микропульсаций и высыпании частиц
на высоких широтах.
AKASOFU S.L, CHAPMAN S. Solar-Terrestrial Physics, Oxford University
Press, 1972, Ch. 8. [ Имеется перевод: CM, Акасофу, Со Чепмен*
Солнечно-земная физика*, - М : Мир, 197 5Л
BARCUS J.R. Space Sci. Rev., 13, 295, 1972.
BURLAGAL.F., OGILVIEK.W. J. Geophys. Res., 74, 2815, 1969.
ONDOH T. J. Geomagn. Geo elect., 14, 198, 1963.
PATEL V.L., CAHILL L.J. Planet Space Sci.5 22, 1117, 1974
TAMAO T. RepJonosphc Space Res. Japan, 18, 16, 1964
WILSON C.R., SUGIURAM. J. Geophys. Res., 66, 4097, 1961.
14.12. Начальная фаза (геомагнитной бури)
Во время геомагнитных возмущений интервал между внезапным
началом бури и началом уменьшения Н -компонента поля в главной
фазе определяется как начальная фаза (IP) (геомагнитной бури).
Продолжительность начальной фазы является важным параметром с
теоретической точки зрения, так как внезапное начало бури
означает приход ударной волны из межпланетного пространства к
Земле, а в течение начальной фазы Земля погружается в плазму и
магнитное поле за фронтом ударной волны. Статистические
исследования показывают, что начальная фаза может продолжаться от
30 мин до нескольких часов.
Обычно напряженность геомагнитного поля на низких широтах
больше, чем перед внезапным началом бури, а на высокоширотных
станциях наблюдаются увеличенные и очень иррегулярные флукту-
дции поля. Магнитосфера подвергается воздействию больших
флуктуации плазмы и поля солнечного ветра с характерным временем от
нескольких секунд до нескольких часов. Физические свойства
плазмы, окружающей Землю после прохождения ударной волны, изучены
еще недостаточно полно.
АНЦИЛЕВИЧ МоГо Геомагнетизм и аэрономия, 7? 334, 1967*
PATEL V.L., WISKERCHEN M.J. j. Geomagn. Geoelect, 27, 363, 1975.

1% 14ЛЗ. Кольцевой ток
14.13. Кольцевой ток
Главная фаза геомагнитной бури представляет собой уменьшение
Н -компонента поля на средних и низких широтах. Типичное
уменьшение от 50 до 400 нТ продолжается от нескольких часов до
суток и более. Наибольший Dst -индекс представляет довольно точно
интенсивность главной фазы бури. Объяснение уменьшения поля в
главной фазе состоит в том, что пересоединение силовых линий
межпланетного и геомагнитного полей и флуктуации размеров
магнитосферы (которые зависят от количества движения потока
солнечной плазмы) приводят к проникновению новых частиц в
магнитосферу или ускорению имеющейся в ней плазмы до энергий порядка
тысяч эВ, формируя таким образом кольцевой ток на расстоянии от
3 до 5 земных радиусов. Этот кольцевой ток, текущий в западном
направлении в окрестности Земли, порождает магнитное поле,
направленное противоположно геомагнитному, и таким образом
ослабляет его.
Недавними спутниковыми экспериментами твердо установлено,
что кольцевой ток существует на расстояниях от 3 до 5 ЯЕ в
течение главной фазы. Протоны с энергиями 10-120 кэВ создают
кольцевой ток бури. Даже в спокойные периоды (без бури)
захваченные протоны высоких энергий (300-872 кэВ) создают
спокойный кольцевой ток на расстоянии от 2,5 до 4 R^, Кольцевой ток
представляет собой эффективный ток, создаваемый протонами,
дрейфующими к западу, и электронами, дрейфующими к востоку в диполь-
ном поле Земли. Дрейфовое движение происходит главным образом
благодаря градиентной силе VB и проявляется как направленный к
западу ток.
Фаза восстановления геомагнитных бурь связана с распадом
кольцевого тока, т.е. с началом диффузии захваченных частиц в
магнитосфере. Основные механизмы потери частиц - кулоновское
рассеяние и зарядовый обмен протонов с нейтральным водородом:
т.е. реакция типа Н + Н<=^Н + Н . Для объяснения как распада
тока, так и микропульсаций, наблюдаемых во время существования
кольцевого тока, недавно были привлечены различные плазменные
неустойчи вости.
AKASOFU S.L Space Sci. Rev., 2, 91, 1963.
CAHILL L.J. J. Geophys. Res., 71, 4505, 1966.
DESSLER A.J., PARKER E.N. J. Geophys. Res., 64, 2239, 1959.
FRANK L.A. J. Geophys. Res , 72, 3753, 1967.
SCKOPEN. j. Geophys. Res., 71, 3125, 1966.
SMITH P.H., HOFFMAN R.A. J. Geophys. Res., 78, 4731, 1973.
14.14. Внезапные импульсы (геомагнитные)
Я-компонент геомагнитного поля в низких широтах обнаруживает
внезапные вариации с интенсивностью в несколько нТ. При этих вне-

14Л5. Ионосфера 175
запных возмущениях могут наблюдаться почти одновременно на всей
планете как рост, так и уменьшение поля. Они получили название
внезапных импульсов ( SI + - возрастание поля, SI~ - уменьшение
поля). Различие между положительным внезапным импульсом (SI )
и внезапным началом бури состоит в том, что за внезапным
импульсом не следует геомагнитная буря. Отрицательный внезапный
импульс (SI~) обычно менее резкий, чем положительный (SI ).
В литературе положительный внезапный импульс и внезапное
начало бури иногда классифицируются просто как внезапный импульс
(SI). Эти внезапные изменения длятся в течение часа или около
того, затем напряженность поля возвращается к нормальному
уровню. В высоких и низких широтах подобные возмущения появляются
одновременно. Детальное изучение внезапных импульсов
показывает, что по суточной вариации амплитуд (подобной 5 ) и
одновременности появления они похожи на внезапное начало бури. Некоторые
положительные внезапные импульсы называются межпланетными
ударными волнами солнечного происхождения, а отрицательные
связаны главным образом с межпланетными магнитогидродинамически-
ми разрывами.
В магнитосфере во время внезапных импульсов происходит
сжатие или разрежение с амплитудой, имеющей в магнитосфере такую
же суточную вариацию, как и на поверхности Земли. Было найдено,
что вариации внезапных импульсов распространяются в хвост
магнитосферы со скоростью от 700 до 1000 км/с. Так как импульсы
появляются не в период интенсивных вариаций поля во время бури,
они предоставляют уникальную возможность для изучения
распространения нелинейных возмущений в плазме низкой плотности
(которая не может быть создана в лаборатории). Они могут оказывать
существенное влияние на время жизни радиации, захваченной в
магнитосфере, ионосферу и высыпание ч-ястиц в зонах полярных
сияний.
NISHIDA A., CAHILL L.J. J. Geophys. Res., 69, 2243, 1964.
NISHIDA A., JACOBS J.A. J. Geophys. Res., 67, 525, 1962.
PATEL V.L. j. Geophys. Res., 73, 3407, 1968.
PATEL V.L. Planet. Space Sci., 20, 1127, 1972.
PATEL V.L., COLEMAN P.J. J. Geophys. Res., 75, 7255, 1970.
PATEL V.L., CAHILL L.J. Planet Space Sci., 22, 1117, 1974.
14.15. Ионосфера
Атмосфера Земли делится на несколько областей в соответствии
с термическими и химическими свойствами нейтрального газа и
ионизированных компонентов. Названия, присвоенные различным
частям атмосферы, приведены на рис. 14.4.

176 Ш5. Ионосфера
5000
2000-
-
1000-
-
500 -
-
200-
-
100 -
50 -
-
-
20 -
-
1
А
м
А П
Г Л
Н А
и з
т м
0 0
с с
<р <р
£ £
Р Р
А А
Область
динамо
6
1
\лротоносфера
\
V
\Гелиосфера
V
"vs.
^<*' /
1
^-- 1 F1
ч"^> ^^ ^
i I i I I
2
В
j
Термосфера)
у/
f
\--Мезолауза(в$
\ Мезосфера
\ —Cmpamo-
I пауза
JCmpamoapepa
I _ - Тропопауза
уропосфера
\ I I
Экзо сфера
- (500-700) -
Область
диффузии
Турбопауза
(100-120)
Турбосфера
Г
г
Е
Т
Е
Р
0
с
Я?
е
р
А
Гомосфера
Озоносфера
2 3
,см~
1000
Т,К
2000
Рис. 14.4. Классификация областей атмосферы, основанная на
динамических (А) и статических (Б) характеристиках ионизации (1); термических {В)
и химических (Г) свойствах атмосферного газа (2).
Ионосфера— это часть верхней атмосферы, где ионы и электроны
тепловых энергий присутствуют в достаточном количестве, чтобы
изменить распространение электромагнитной волны. Ионизация
нейтральных составляющих атмосферы вызывается солнечным
излучением, падающим на атмосферу, поэтому плотность электронов в
ионосфере изменяется в зависимости от зенитного угла Солнца,
солнечной активности (например, числа солнечных пятен),
солнечного цикла, времени суток и времени года. Ионосфера любой
планеты определяется как часть ее атмосферы, где свободные элек-
тороны и ионы тепловых энергий находятся под воздействием силы
тяжести и магнитного поля планеты. Земная ионосфера разделяется
на четыре слоя: D, E, F1 и F2, как показано на рис. 14.4.
Истинные высоты этих слоев изменяются в течение суток, времени
года и в связи с солнечной активностью, поэтому трудно указать их
определенные значения. На рисунке приведены средние значения.
Электронные плотности в слоях Е и F определяются ионозондами.
Ионозонд - это передатчик, излучающий частотно-модулированные

U. 16. Область D 177
мпульсы, которые преломляются в ионосфере на высоте, где
= f . (Термин "отражаются" не соответствует существу процес-
а, хотя и используется обычно в литературе.) Электронная плот-
ость вычисляется из плазменной частоты fp по соотношению
ге[см-31 =12 400/2 [МГц]..
Максимум плазменной частоты для слоя Е обозначается fQE ,
. для других слоев - /0 F1 и /0 F2 . Соответствующие максимумы
электронных плотностей обозначаются через NmE, NmFr92* Прелом-
юнные сигналы на экране ионозонда, изображающие действующую
высоту в зависимости от частоты (т.е. электронной плотности),
[азываются ионограммами. Более ста обсерваторий проводят стан-
[артные наблюдения для получения ионограмм, т.е. регистрации
;арактеристик ионосферных слоев. Наблюдения проводятся также
: помощью спутниковых экспериментов из областей над ионосфе-
(ыми слоями (зондирование сверху).
3AUER S.J. Physics of Planetary Ionospheres, New York, Springer Verlag,
1973, Ch.l. [Имеется перевод: Бауэр 3* Физика планетных ионосфер,
- WL-: Мир, 1976о1
]HAPMAN S. j. Atmos. Terr. Phys., 1, 121, 1950.
USBETH H., GARRIOT O.K. Introduction to Ionospheric Physics, Akademic
Press, 1969, Ch.l.
■
14.16. Область D
Область D ионосферы располагается приблизительно между
высотами 50-90 см (рис. 14.4), но ее точную высоту определить трудно.
Область высот 50-70 км иногда называют облатьш С или нижней
областью D. Электронная плотность в области D невелика, а
поглощение радиоволн довольно значительно. По этим причинам измерения
электронной плотности затруднены, что приводит к большим
неопределенностям. Электронная плотность в дневное время составляет 102-
104 см~3 в зависимости от высоты, а также от времени суток, сезона
и числа солнечных пятен (солнечной активности). Хотя ракетные
измерения в ночное время указывают на неб ольшие значения электронной
плотности в области D , существование слоя D ионосферы в ночное
время вызывает сомнения.
Факторы ионизации слоя D до конца еще не поняты , но,
по-видимому, солнечное излучение в линии Loc(1216A) является
важным в ионизации окиси азота N0. Ракетные и спутниковые
наблюдения показывают, что солнечные космические лучи и первичные
солнечные протоны с энергией 1-100 МэВ, а также, возможно,
солнечные электроны с энергиями более 10 кэВ дают вклад в
ионизацию слоя D .
Состав слоя D является объектом исследований. Полагают, что
N0+ является главным носителем положительного заряда, а электро-
15-353

178 14Л7. Поглощение в полярной шапке
ны, Oj и, возможно, другие отрицательные ионы являются
носителями отрицательных зарядов. Нейтральный компонент области D
состоит в основном из N2, 02, Аг, СО2, Не и сильно меняющегося
количества 03 и Н20.
BAUER S.J. Physics of Planetary Ionospheres, New York, Springer Verlag,
1973, Ch. 9. [Имеется перевод: Бауэр 3. Физика планетных ионосфер.
- М.: Мир, 1976.]
REAGAN J.B., WATT T.M. J. Geophys. Res., 81, 4579, 1976.
SECHRIST C.F. Rev. Geophys. Space Phys., 13, 894, 1975.
VAN ZANDT Т.Е. In Physics of Geomagnetic Phenomena, eds. S. Matsushita,
W.Campbell, Academic Press, Vol.!, Ch.3, 1967.
14.17- Поглощение в полярной шапке (ППШ)
Ионосферное возмущение, известное как поглощение в полярной
шапке (ЯМ), представляет собой сильное поглощение радиоволн или
космического радиоизлучения (1-50 МГц) галактического или
внегалактического происхождения, наблюдающееся в высокоширотных
полярных районах Земли. ППШ начинаются через несколько часов после
появления сильной солнечной вспышки. Реальное время
запаздывания изменяется от события к событию. Максимум ППШ
наблюдается в пределах одних или двух суток после начала,
восстановление может продолжаться 10 сут или около того.
Явления ППШ связаны с повышенной ионизацией атмосферы на
высотах между 50 и 90 км, производимой солнечными протонами
с энергиями 5-20 МэВ, выброшенными во время солнечных
вспышек. Причина появления ППШ была надежно установлена в
ракетных и спутниковых экспериментах. Так как протоны малых
энергий достигают земной атмосферы только в области полярной
шапки, поглощение космического радиоизлучения происходит только
там, и поэтому явление получило название ППШ.
Литтл и Лейнбах (1959) разработали специальные приемники,
названные риометрами (прибор для измерения относительной
непрозрачности ионосферы), для непрерывной регистрации космического
радиоизлучения в полярных районах при наблюдениях ППШ. Это
оборудование оказалось очень полезным для регистрации
малоэнергичных протонов космических лучей в окрестности Земли. Поглощение
космического радиоизлучения очень чувствительно к величине
потока солнечных частиц и дает возможность получить косвенные
данные об этом потоке из риометрических записей в полярной шапке,
BAILEY D.K. Planet. Space Sci., 12, 495, 1964.
BRYANT D.A., CLINE T.L., DESAI U.D., MCDONALD F.B. J. Geophys. Res.,
67, 4983, 1962.
LITTLE C.G., LEINBACH H. Proc. IRE, 47, 315, 1959.
REID G.C. In Physics of Geomagnetic Phenomena, eds. S.Matsushita,
W.Campbell, New York, Academic Press, 1967, Ch.4.

Н19. Область Е 179
14Л8. Внезапное ионосферное возмущение
Термин внезапное ионосферное возмущение (SID) используется для
солнечно-земных явлений, во время которых наблюдается
повышенное затухание радиоволн или космического радиоизлучения.
Явление было обнаружено как затухание радиосигнала при
коротковолновой радиосвязи и известно также как эффект Мог ель - Деллинжера0
Начальная фаза внезапного ионосферного возмущения длится
несколько минут, а общая продолжительность составляет около
часа. Вначале это явление называли коротковолновым затуханием
(SWF), внезапным коротковолновым затуханием {SSW), постепенным
коротковолновым затуханием (GSWF). Наблюдаемое затухание
сигнала вызывается повышенной ионизацией области D ионосферы.
Аналогичное затухание свойственно и космическому
радиоизлучению внеземного происхождения, проходящему через область D .
Кратковременное повышение ионизации в области D воздействует
также на распространение низкочастотных и очень низкочастотных
(ОНЧ) радиоволн, приводя к внезапным фазовым аномалиям (SPA).
Кроме того, повышение ионизации приводит к усилению отражения
низкочастотных волн, генерируемых в атмосфере грозами
(свистящие атмосферики): это явление известно, как внезапное усиление
свистящих атмосфериков (SEA).
Внезапные ионосферные возмущения представляют собой
солнечно-земные явления, связанные с солнечными вспышками. За
повышение ионизации в области D ответственны главным образом
рентгеновские вспышки с А < 10 А , а воздействие рентгеновских
лучей с А > 10 А на области Е и F ионосферы существенно меньше.
BAUER S.J. Physics of Planetary Ionospheres, New York, Springer Verlag,
1973, p. 180. [Имеется перевод: Бауэр 3, Физика планетных
ионосфер. -М,:Мир, 1976.]
REID G.C. In Physics of Geomagnetic Phenomena, eds. S. Matsushita,
W. Campbell, Akademic Press, Ch. 4. 1967.
14.19. Область Е
Область ионосферы между высотами 85 - 90 и 120- 140 км
называется областью Е (рис. 14.4). Характеристики области Е9
т.е. электронная плотность, высота и т.д. зависят от зенитного
угла X Солнца и солнечной активности ( R - число солнечных
пятен):
/оЯ (X, Я) = 3,3 [(1 + 0,008 R) cos $'* Мгц,
NmE (х, Д) =1,35 • 104(1 + 0,008 R) cos x] Уг электрон/см3.
/ В средних и низких широтах отсутствует существенное различие
в характеристиках слоя Е, но в низкоширотном слое Е имеются

180 14.20 Спорадический слой Е
иррегулярности, вызванные экваториальной электроструей.
Ионизация в слое Е обусловлена в основном действием рентгеновского
излучения в интервале длин волн 8-104 А. Наряду с электронами
в области £ имеются и положительные ионы, в основном О + и N0+.
Ночная область Е совершенно отлична от области Е в дневное
время и рассматривается некоторыми авторами как независимое
явление. Электронная плотность в ночном слое Е может
понижаться до 200 или возрастать до 104 электрон/см.3 Максимальная
частота обозначается fQ IL , а максимальная плотность NmIL. Как
дневная, так и ночная области Е были летально исследованы с
помощью зондов Ленгмюра, установленных на ракетах.
Радиолокационные эксперименты использовались для изучения
электрического поля и дрейфовых скоростей электронов в области Е .
BAUER S.J. Physics of Planetary Ionospheres, New York. Springer Verlag,
1973, Ch. 9. [Имеется перевод: Бауэр 3. Физика планетных
ионосфер, и М«: Мир, 1976.]
MORSE F.A., RICE C.J. J. Geophys. Res., 81, 2795, 1976.
RISBETH H., GARRIOT O.K. Introduction to Ionospheric Physics, New York,
Academic Press, 1969, Ch.5.
VAN ZANDT Т.Е. In Physics of Geomagnetic Phenomena, eds. S.Matsushita,
W.Campbell, Academic Press, Ch.3, 1967.
14.20. Спорадический слой E (Es)
Спорадический слой Е (Es) рассматривается как явление, не
зависящее от нормального слоя Е ионосферы. Отражения от
спорадического слоя Е возникают вследствие существования неоднород-
ностей электронной плотности (слоев или пятен) размером в
десятки или сотни километров на высоте 100-120 км в области
Е. Выделение отражений типа Es по принятой в период МГГ
методике основано на одной или нескольких характеристиках: 1)
случайное время появления, 2) частичная прозрачность
(существование отражений от более высоких слоев), 3) изменение предельной
проходящей через слой частоты в зависимости от мощности
передатчика, 4) независимость действующей высоты от частоты.
Существует несколько попыток классификации Es, основанных на
формах отраженных следов на ионограммах (см. Смит, Мацушита,
1962).
В высоких широтах Е связан с полярными сияниями, ночным
слоем Е (иногда также называемым авроральным слоем Es) и
высыпанием частиц из хвоста магнитосферы или, возможно, из
межпланетного пространства. В средних широтах Es объясняется
теорией ветрового сдвига (Уайтхед, 1961). Эта теория считается
спорной, поскольку не может объяснить количественно
наблюдаемые максимальные значения электронной плотности N^s , которые

14:21. Экваториальная электроструя 181
могут составлять ^10^см~30 Некоторые трудности теории можно
преодолеть, если учесть роль металлических ионов (в настоящее
время мало изученную).
Es на экваторе связывают с экваториальной электроструей
(угол наклонения ^+5,5°) и называют экваториальным слоем Es
(ESM ) или экваториальным наклонным спорадическим слоем Е(Е8Ы8\
Экваториальный слой Es (ESuq) называют также иррегулярностью 2-го
типа (см. разд. 14.21). Слой ESm в действительности не
является спорадическим, он появляется на экваторе регулярно (иногда
присутствует 70% времени) и временами внезапно исчезает на
несколько минут или часов. Такие внезапные исчезновения
(иногда называемые SDES(), возможно, связаны с изменением
межпланетного магнитного поля. Иногда они совпадают с уменьшением
геомагнитного поля на обсерватории, располагающейся
непосредственно под экваториальной электроструей. Такое уменьшение
Я—компонента геомагнитного поля связывается с обращением
токов электроструи, получивших название противоэлектроструи.
BAUER S.J. Physics of Planetary Ionospheres, New York, Springer Verlag,
Ch.9, 1973. [Имеется перевод: Бауэр 3. Физика планетных ионосфер.
-М.: Мир, 1976.]
CARTER D.A., BALSLEY В.В., ECKLUND W.L. ]. Geophys. Res., 81,
2786, 1976.
FAMBITAKOYE О., RASTOGI R.G., TABBAGH J., VILA P. J. Atmos.
Terr. Phys., 35, 1119, 1973.
RASTOGI R.G., PATEL V.L. Proc. Ind. Acad. Sci., 82A, 121, 1975.
SMITH E.K., MATSUSHITA S. (eds.) Ionospheric Sporadic £., New York,
The MacMillan Co., 1962.
14.21. Экваториальная электроструя
Суточная вариация геомагнитного поля в спокойные дни очень
велика (^200 нТ) на экваторе наклонения по сравнению с
вариациями (^20 нТ) в средних широтах. Эта очень большая вариация
вызвана наличием тонкого слоя электрического тока в ионосфере
над экватором наклонения. Этот ток называется экваториальной
электроструей . Ширина слоя составляет всего несколько градусов
(+5°) около экватора наклонения, а высота - около 100-115 км,
что в последнее время подтверждено ракетными экспериментами.
Ток электроструи является следствием сильно анизотропной
проводимости ионосферной плазмы на высотах 90-130 км.
Продольная проводимость плазмы (aQ) вдоль магнитного поля
довольно велика, так что силовые линии практически совпадают
с электрическими эквипотенциальными поверхностями. Но
горизонтальная проводимость в направлении восток - запад (прово-

182 14.22. Эффект солнечной вспышки
димость Каулинга а = а1 + g?1/<j^ , где сг1- проводимость
Педерсена и а2 '- проводимость Холла) сравнима с продольной
проводимостью. Ионосферная проводимость по высоте
характеризуется следующими соотношениями:
км, aQ
^90 - 130 км, ст0 > ст2 > <т|э а3 очень важна;
лйЗО - 160 км, о>0 » <т2 , (7lt
Вдоль экватора наклонения горизонтальный компонент силы,
возникающей в результате маханизма динамо, почти равен нулю. Однако
в электростатическом поле с направлением восток - запад
возникает направленный к востоку ток Педерсена вдоль экватора
наклонения и связанный с ним гок Холла поперек ионосферы. Так как
проводящий слой является тонкой оболочкой, холловский ток
прекращается вследствие появления направленного вверх электрического
поля поляризации, педерсеновский ток которого компенсирует
направленный вниз холловский ток. Это вторичное электрическое
поле генерирует интенсивный ток Холла в восточном направлении,
усиливая восточный ток Педерсена исходного электрического
поля. Суммарный ток и является электроструей и существует
главным образом благодаря движению электронов в дневное время в
западном направлении.
В настоящее время роль плазменных неустойчивестей и неодно-
родностей является объектом исследований. Существует два типа
иррегулярностей с различным характером изменения волнового
числа к . Иррегулярность первого типа характеризуется плоским
спектром к при преимущественно коротких длинах волн и
рассматривается как результат двухпотоковой неустойчивости с учетом
инерции ионов. Она обычно появляется^ когда скорость
электронного дрейфа превышает ионно-звуковую скорость. Иррегулярность
второго типа возбуждается при больших длинах волн ( > 100 м) и
является результатом градиентной неустойчивости, поперечной
(относительно магнитного поля) неустойчивости, или
неустойчивости Саймона - Гоха (см. также разд. 14.20).
CAHILL L.J. J. Geophys. Res., 64, 489, 1959.
FARLEY D.T. Rev. Geophys. Space Phys., 12, 285, 1974.
ONWUMECHILLI A. In Physics of Geomagnetic Phenomena, eds. S. Matsushita,
W.H. Campbell, New Yoik, Academic Press, Ch.3, 1967.
PRAKASH S., SUBBARAYA B.H., GUPTA S.P. J. Atmos. Terr. Phys., 33, 129,
1971.
RASTOGI R.G., PATEL V.L. Proc. Ind. Acad. Sci., 82A, 121, 1975.
14.22- Эффект солнечной вспышки
Коротковолновое (т.е. ультрафиолетовое, крайнее ультрафиолетовое

14.23. Слои Fx и F2 183
и рентгеновское) электромагнитное излучение солнечных вспышек
оказывает значительное и легко обнаруживаемое воздействие на
геомагнитное поле. Это излучение увеличивает проводимость
ионосферы и таким образом временно изменяет нормальные
ионосферные 5^-гоки на обращенной к Солнцу стороне Земли.
Результирующее воздействие солнечной вспышки на геомагнитное поле
получило название эффекта солнечной вспышки (Sye) и
проявляется в виде всплеска или импульсного изменения на
магнитограммах Я—компонента, продолжающегося около 30 мин. Этот эффект
называют также кроше(5^ или усиление Sq). Величина эффекта
солнечной вспышки в Я-компоненте может достигать 50 нТ.
Вариации Н -компонента могут быть положительными или
отрицательными в зависимости от местного времени и широты магнитной
обсерватории. Обычно вариации, обусловленные эффектом солнечной
вспышки, интенсивнее в низких широтах, чем в средних. Однако
данные наблюдений противоречивы вследствие наложения полей
электроструи и противоэлектроструи. Указанные эффекты
противоположны эффектам солнечного затмения, когда солнечное излучение
мгновенно экранируется.
DELLINGER J.H. Terr. Magn. Atmos. Elect., 42, 49, 1937.
RICHMOND A.D., VENKATESWARAN S.V. Radio Sci., 6, 139, 1971.
VAN SABBEN D. J. Atmos. Terr. Phys., 18, 192, 1968.
14.23. Слои F1 и F2
Слой Fj ионосферы располагается примерно между высотами 140
и 230 км (рис. 14.4). Его высота изменяется в зависимости от
солнечной активности, времени года и геомагнитной активности.
Ракетные эксперименты показывают, что высота максимальной
плотности ионизации составляет 160-ISO км, а по наземным
ионограммам получается значение -^ 200 км. /0F1 и
yV^/J.обнаруживают зависимость от солнечного зенитного угла X и числа
солнечных пятен /?, подобно зависимости для слоя Е ;
/</i (X, #) =4,25 [(1 + 0,015/?) cos Х]У4 Мгц,
NmFi (х, R) = 2,25- 105 [(1 + 0,015/?) cos хУА электрон/см3.
Основным ионизирующим фактором для области F1 является
излучение с Л*^304 А. Максимальная электронная плотность в слое F2
составляет от 104 до 8*106 см~3, а значение /0F2 изменяется
от 1 до 25 МГц. Высота максимума плотности hm слоя F2 - от
200 до 600 км. Слой F2 очень изменчив и обнаруживает эффекты,
коррелирующие с солнечными пятнами, временем года и широтой.
Зимой в, минимуме солнечного цикла среднее значение Дтслоя
F2 на средних широтах равно 225 км в дневное время и 300 км в

184 ИМ. Диффузный слой F
ночное. Летом и в максимуме солнечной активности эти величины
возрастают на 25-50 км. В отличие от fQE и fQF, в суточных и
широтных вариациях f0F2 нет зависимости от зенитного угла Солн-
ца. Однако Солнце оказывает влияние на электронную плотность
слоя F2, которая быстро нарастает после восхода. Что удивительно,
максимум f F2 может в отдельных случаях наблюдаться после
захода Солнца. В ночное время слой F 2 существует всегда.
Суточные, сезонные и связанные с солнечным циклом эффекты
сложны и иногда весьма запутаны. Например, значения [0F2b
ноябре, декабре и январе везде систематически больше, чем в мае,
июне и июле. Этот эффект известен как декабрьская аномалия, С
другой стороны, на высоких и средних широтах в дневное время зимой
величины /о^2 и NmF2 соответственно в два и в четыре раза больше,
чем летом; это - зимняя аномалия. Заметим, что эти две аномалии
в фазе в северном полушарии, но разделены полугодовым
интервалом в южном полушарии.
Сильная изменчивость слоя F2 и возможное взаимодействие с
плазмосферой чрезвычайно затрудняют объяснение различных
эффектов. Электронные плотности в области F сильно меняются и
обнаруживают такие хорошо известные явления, как диффузный
слой F и перемещающиеся возмущения.
DYSON P.L., MCCLURE J.P., HANSON W.B. J. Geophys. Res., 79, 1497, 1974.
EVANS J.V. Rev. Geophys. Space Phys., 13, 887, 1975.
VAN ZANDT Т.Е. Physics of Geomagnetic Phenomena, eds. S Matsushita,
W.H..Campbell, New Yoric, Academic Press, Ch. 3, 1967.
14.24. Диффузный слой f
Неоднородная плотность ионосферной плазмы в области F приводит
к явлению, называемому диффузным слоем F. Обычно наблюдаются
четкие отражения электромагнитных волн от области F , что
указывает на хорошо выраженный слой плазмы. Но в определенных
случаях отраженный сигнал размывается, что указывает на
наложение отражений из различных точек. В этом случае отраженные
волны, принятые в точке излучения, обусловлены
пространственными неоднородностями плотности плазмы на высотах от 250 км
до NmF . Размер неоднородностей может изменяться, от 20 до
более чем 100 км. При наблюдениях используются термины
пространственная диффузность (картина отражений охватывает все
пространство области F на ионограмме) или частотная диффузность
(картина отражений от области F растягивается по интервалу частот).
Мелкомасштабные (менее 40 км) неоднородности плотности
плазмы приводят к дифракции электромагнитного излучения звезд
или сигналов спутников. Этот^эффект называется мерцаниями. Тер-

14.25. Перемещающиеся ионосферные возмущения 185
мины УВЧ- и СВЧ-мерцания используются для соответствующих
интервалов частот.
Диффузный слой F наблюдается главным образом вблизи
экватора (+20° геомагнитной широты) и в высоких широтах (+40°
геомагнитной широты), а на промежуточных широтах наблюдается редко.
Обычно такой слой появляется около полуночи (до полуночи в
экваториальной зоне и после полуночи в высокоширотной зоне).
Диффузный слой F в высоких широтах'коррелирует с геомагнитной
активностью, но на экваторе такая связь отсутствует. Недавние
наблюдения ионов Fe+ со спутников обнаружили существенную роль
этих ионов в экваториальном диффузном слое F .
Теория, которая полностью объясняет закономерности
диффузного слоя F, пока отсутствует.
CHATURVEDI P., KAWP.K. J. Geophys. Res., 81, 3257, 1976.
DYSON P.L., MCCLURE J.P., HANSON W.B. J. Geophys. Res., 79, 1497, 1974
HANSON W. В., MCCLURE J.P., STERLING D.L. J. Geophys. Res., 78, 1973,
1973.
HERMAN J.R. Rev. Geophys., 4, 255, 1966.
.
14.25. Перемещающиеся ионосферные возмущения
П ер вмещающиеся ионосферные возмущения (ТШ) представляют собой
неоднородности области F с большими горизонтальными масштабами,
чем другие неоднородности. Это волнообразные колебания изолиний
электронной плотности, медленно движущихся вниз. Возмущения
обычно перемещаются в неизменном виде на расстояние по горизонтали
j^IOOO км. Скорость движения перемещающихся ионосферных
возмущений составляет от ^200 м/с до ^10 км/с. Такое
возмущение в целом может продолжаться 10-60 мин. Наблюдения в
экваториальной области свидетельствуют, что около двух третей
перемещающихся ионосферных возмущений имеют горизонтальную длину
волны 10 - 100 км, период 10 - 30 мин и фазовую скорость
100 - 200 м/с. Появление перемещающихся ионосферных
возмущений и направление их движения меняются в зависимости от времени
суток, сезона и солнечного цикла. Точный механизм генерации
перемещающихся ионосферных возмущений не известен, но было сделано
предположение, что внутренние гравитационные волны, движущиеся
вверх к области F из нижней атмосферы, играет важную роль.
Поскольку появление гравитационных волн связано с погодными
условиями в стратосфере и тропосфере, предполагается связь этого
типа ионосферных возмущений с изменениями погоды.
EVANS J. V. Rev. Geophys. Space Phys., 13, 887, 1975.
GEORGES T.M. J. Atmos. Terr. Phys., 30, 735, 1968.
MUNRO G.H., Pro с Roy. Soc. London, A202, 208, 1950.
ROTTGER J. Kleinheubacher Berichte, 19, 443, 1976.

186 14.26.
14.26. Магнитосфера
Плазма солнечного ветра непрерывно обтекает Землю, создавая
вокруг Земли область, в которой заключено ее магнитное поле. Эта
область пространства, содержащая плазму и магнитное поле Земли,
называется магнитосферой.В среднем обращенная к Солнцу граница
магнитосферы находится на расстоянии (10 - 12) #Е. Внешняя
граница магнитосферы называется магнитопаузой и может иметь гол*
щину 100-200 км. Положение магнитопаузы зависит от плотности
потока количества движения плазмы солнечного ветра и
напряженности геомагнитного поля. В отдельных случаях она может при^-
ближаться до расстояний (6,6-8)/?£. На ночной стороне
магнитосфера вытянута подобно хвосту кометы. Этот район называется
геомагнитным хвостом , или хвостом магнитосферы (см. разд. 14.30).
Хвост можно проследить до 1000 R^ , а на больших расстояниях
различить межпланетное и геомагнитное поля невозможно (рис.
14.5 и 14.7).
Рис. 14.5. Магнитосфера Земли и ударная волна, образующаяся в сверхальве-
новском и сверхзвуковом течении солнечного ветра. Перечислены основные
области магнитосферы и их граничные поверхности:
1 — сверхзвуковой солнечный ветер, 2 - плазмопауза, 3 — плазмосфера,
4 — ударная волна, 5 — переходная область, 6 - сверхзвуковое течение,
7- полярный касп, 8 -полярная шапка, 9 - магнитопауза, ,10 -
геомагнитный хвост, 11 - внутренняя часть плазменного слоя, 12 - нейтральный слой.,
13 — удаленный плазменный слой, U - Земля. .

Ы26. Магнитосфера 187
Область, окружающая магнитопаузу, содержит плазму солнечного
ветра после ударной волны и называется магнитослоем , или
переходной областью . Магнитослой со стороны солнечного ветра ограничен
стоячей ударной волной ,. возникающей при взаимодействии сверхаль-
веновского потока плазмы солнечного ветра с магнитосферой. Бес-
столкновительная магнитогидродинамическая ударная волна была
предметом интенсивного изучения, касающегося ее внутренней
структуры, генерации волны и движений, так как подобное явление очень
трудно воспроизвести в плазменных лабораторных экспериментах.
Высокоширотное геомагнитное поле и соответствующая область
магнитосферы довольно сложны. Точки Nn и Ns являются
нейтральными точками, вокруг которых существует воронкообразный район
слабого магнитного поля, по характеристикам плазмы похожий на
переходную область. Этот район магнитосферы и его продолжение
в полярную ионосферу называют полярным каспом, каспом, дневным
каспом или дневным магнитосферным клефтом . Обращенная к Солнцу
граница каспа определяется замкнутыми силовыми линиями поля
и совпадает с дневной магнитопаузой, а другая граница каспа
определяется силовыми линиями полярной шапки. Примерный
размер полярного каспа с дневной стороны от 2 до 5°, или ъ 1200
км в его верхней части, и 12 км около поверхности Земли. С
ночной стороны имеется другой район, который называется {полярным)
каспом в хвосте магнитосферы. Он ограничивается с одной стороны
замкнутыми силовыми линиями поля (образующими границу
захвата), вытянутыми в плазменный слой на ночной стороне
магнитосферы, а с другой стороны - разомкнутыми силовыми линиями,
составляющими наружный край геомагнитного хвоста. Этот касп
очерчивает границу овала полярных сияний в ночном секторе. Между
этими двумя каспами расположена область, называемая полярной
шапкой, в полярной шапке силовые линии магнитного поля
вертикальны и вытягиваются в расширяющийся район полярной магнитосферы.
Эти силовые линии затем уносятся в область хвоста. Аналогичная
конфигурация существует и в южном полушарии. Разомкнутые
силовые линии в полярной шапке допускают истечение плазмы из
ионосферы в удаленные области хвоста, называемое полярным ветром .
CAHILL L.J., PATEL V.L. Planet. Space ScL, 15, 997, 1967.
FAIRFIELD D.H. J. Geophys. Res., 76, 6700, 1971.
FORMISANO V., RUSSEL СТ., MEANS J.D., GREENSTADT E.W., SCARF F.L.,
NEUGEBAUERM. J. Geophys. Res., 80, 2013, 1975.
FRANK L.A. Rev. Geophys. Space Phys., 13, 974, 1975.
GOLD T.J. Geophys. Res., 64, 1219, 1959.
WILLIS D.M. Rev. Geophys. Space Phys., 9, 953, 1971.

188 14.27. Магнитосферные системы координат
14.27. Магнитосферные системы координат
В солнечно-земных исследованиях широко используются три
геоцентрические магнитосферные системы координат . В
солнечно-эклиптической системе (рис. 14.6 а ) ось А^Е направлена на Солнце, а
ось Z§£ перпендикулярна плоскости эклиптики (направлена к северу).
Ось У§Е дополняет правостороннюю систему координат. Обычно эту
систему называют просто SE -координатами. <
В солнечно-магнитосферной системе (рис. 14.6 6 ) ось ;£ так
же, как и ХдЁ' направлена на Солнце, но ось ZSM лежит в плоскости,
образованной осью ZgM и осью геомагнитного диполя; ось YgM
дополняет правостороннюю систему. Эта система обозначается GSM или
SM .
Третья координатная система - это солнечно-магнитная система,
в которой ось Умс та же, что и ось Ys M, а ось ZMG совпадает с
осью геомагнитного диполя. Ось XMQлежит в плоскости,
образованной прямой Солнце - Земля и осью диполя (рис» 14.6 в ),
Для изучения захваченных в геомагнитном поле частиц были
введены координаты Мак-Илвейна или координаты В, L • Эта система
зависит от величины магнитного поля В и интегрального инварианта
/ 7 определяемого из соотношения
А' В,
/=/(1 )И ds.
А В -
Интеграл берется вдоль силовой линии между двумя сопряженными
точками. В - напряженность магнитного поля в точке А , а В^ -
напряженность поля вдоль силовой линии. Мак-Илвейн ввел пара-
К Солнцу
Плоскость эклиптики
Рис. 14.6а Солпечко—эклипти-
SE ческая (SE) система координат.

14.27. Магнитосферные системы координат 189
Ось
диполя
К Солнцу
-*—X
Рис. 14.66 Солнечно-магнито-
сферная (SM) (геоцентрическая
солнечно-магнитосферная)
система координат.
(XSM=XSE)
Ось диполя
Рис. 14.6b.
Солнечно-магнитная (MG) система координат.
MG
метр, названный параметром L Мак-Илвейна, который является
функцией / и В* Для дипольного поля величина L представляет собой
радиальное расстояние (в RE) в экваториальной плоскости до
точек пересечения силовых линий поля с данным В .
В солнечно-земных исследованиях используются также полярные
координаты R, Л, которые могут быть вычислены из координат
В, L. Л называется инвариантной широтой (для /? = 1 ) и получается
из соотношения cos 2д = Л h,
MCILWAIN СЕ. J. Geophys. Res., 66, 3681, 1961.
NESS N.F. J. Geophys. Res., 70, 2989, 1065.
ROEDERER J.G. Dynamics of Geomagnetically Trapped Radiation, New York,

190 14.29. Плазмосфера
Springer Verlag, Ch. 4, 1970. [Имеется перевод: X. Редерер, Динамика
радиации, захваченной геомагнитным полем. - М.: Мир, 197 2.]
14,28. Плазмосфера
Над ионосферой (на высотах > 1ООО км) Землю окружает область
холодной плазмы с высокой плотностью. Эта область магнитосферы
называется плазмосферои и простирается до 3/? Е , а иногда и до
1R е • Плотность плазмы медленно уменьшается с высотой, а затем
скачкообразно снижается в 100 раз на границе плазмосферы. Эта
граница получила название плазмопаузы. Ее толщина составляет
доли земного радиуса. Типичные изменения плотности плазмы на
плазмопаузе около 12 ч местного времени - от 10 до 10 ион/см3.
Плазма в плазмосфере состоит на 99% из протонов и электронов
с небольшой примесью Не + и Q+ . Плазмосфера по форме
отличается от сферы и имеет выпуклость в интервале между 15 ч и 22 ч
местного времени. Она называется- плпзмосферной выпуклостью,
размер ее больше, чем средний размер плазмосферы на (2 - 3) /?g ,
Плотность плазмы в выпуклости изменяется, как R~ .
Солнечно-земные исследования показали, что плазмосфера уменьшается при
увеличении геомагнитной активности, т.е. при высоких ^-индексах
(рис. 14.5 и 14.7)
CARPENTER D.L. J. Geophys. Res., 68, 1675, 1963.
CARPENTER D.L., PARK C.G. Rev. Geophys. Space Phys., 11, 133, 1973.
CHAPPELL C.R. Rev. Geophys. Space Phys., 10, 951, 1972.
MOZER F.S. Rev. Geophys. Space Phys., 11, 7.55, 1973»
NISHIDA A. J. Geophys. Res., 71, 5669, 1971.
14,29. Переходная область
Район между магнитопаузой и стоячей ударной волной называется
переходной областью (рис. 14.5). Он характеризуется нагретой
после прохождения ударной волны плазмой солнечного ветра и
турбулетным магнитным полем. Скорость плазменного потока ( » 250 км/с)
значительно понижена по сравнению со скоростью в межпланетном
пространстве, а направление течения плазмы солнечного ветра
изменяется (до 20 ). Температуры электронов и протонов повышаются
и составляют в среднем ~ 106К. Переходная область вблизи линии
Солнце - Земля располагается приблизительно между 10 и 14 #Еи
расширяется по мере удаления от этой линии. В утреннем и вечернем
секторах переходная область простирается в среднем от 14 до 22 /?Е.
FAIRFIELD D,H. Rev. Geophys. Space Phys., 14, 117, 1976.
HOWE H.C., BINSACK J.H. J. Geophys. Res., 77, 3334, 1972.

. Хвост магнитосферы 191
Рис. 14.7. Поперечные сечения земной магнитосферы, изображающие
конфигурацию овала полярных сияний, каспов и токовых систем.
1 - магнитопауза, 2 - дневной касп, 3 - полуденная южная граница овала,
4 - полуденная северная граница овала, 5 — магнитные силовые линии
хвоста магнитосферы, 6 - полуночная северная граница овала, 7 -
плазменный слой, 8 - нейтральный слой, 9 -полуночная южная граница овала,
10 - граничный слой, 11 - тот магнитопаузы, .12 - провал, 13 - плазмо-
пауза, 14 — плазмосфера. ( W.J. Heikkila. In Critical Problems of the magne-
tospherie Physics, ed. E.R. Dyer9 IUCSTP Secretariat, National Academy of
Science,; Washington, U.S.A.)
14.30,
Хвост магнитосферы
Часть земной магнитосферы, которая начинается на расстоянии от
8 до 10 RE на ночной стороне и вытягивается подобно кометному
хвосту в направлении от Солнца до 80Rе? а возможно, и до 1000
RE) получила название геомагнитный хвост, хвост магнитосферы
или магнитный хвост.
В центральной области ночной стороны хвоста на расстоянии от
Земли приблизительно от 8 до 30 R имеется резервуар энергичных
плазменных частиц. Эта область называется внутренней частью
плазменного слоя (рис. 14.5, 14.7). Геомагнитные силовые линии в
Ней еще замкнуты, но вытянуты и имеют каплеобразную конфигура-

192 14.31. Суббуря
цию. Динамика этой области играет важную роль в высокоширотных
геомагнитных явлениях, таких, как суббури. На большем удалении
от Земли (^ 30-40 RE) геомагнитный хвост имеет в центральной
части нейтральный слой , который возникает при пересоединении
силовых линий поля, в нижней части хвоста направленных от Солнца,
с силовыми линиями верхней части хвоста, направленными к
Солнцу. Вокруг нейтрального слоя имеется область толщиной от 4 до
6 RE , которая содержит горячую плазму (рис. 14.5). Эта область
называется плазменным слоем или удаленным плазменным слоем, В
плазменном слое плотность плазмы составляет от 0,1 до
1 частиц/смЗ. Температура электронов «100 - 500 эВ, а
протонов а 1— 5 КЭВ.
Геометрия хвоста на больших расстояниях может быть
представлена двумя цилиндрами с радиусом ~ 20 /?Е. В верхнем цилиндре
силовые линии направлены к Солнцу, а в нижнем цилиндре - от
Солнца. Магнитное поле медленно уменьшается в хвосте от
20 - 30 нТ на расстоянии 20 RE до 5-10 нТ на расстояниях,
больших 6 Q,RE- Ориентация хвоста зависит главным образом от направления
течения солнечного ветра. Однако направление межпланетного
магнитного поля (особенно Z -компонент поперек плоскости эклиптики)
влияет на динамику хвоста и сопутствующие солнечно-земные
явления в высокоширотных районах Земли, такие, как полярные сияния,
суббури и др. Примерная однородность магнитного поля на больших
расстояниях и его четкая геометрия позволяют изучать линейные и
нелинейные волны в хвосте, который является природной
лабораторией для изучения плазмы низкой плотности. Предполагается, что
хвост является возможным источником длиннопериодных
микропульсаций.
HILL T.W. Rev. Geophys. Space Phys., 12, 379, 1974.
NESS N.F. J. Geophys. Лез., 70, 2989, 1965.
PATEL V.L. Nature, 218, 857,Phys. Letters, 26A, 598,1968.
RUSSELL C.T., MCPHERRON R. L. SPaqe_Sci. Rev., 15, 205, 1973.
SCHINDLER K. Space Sci.Rev., 17, 589, 1975.
113L Суббуря
В солнечно-земных исследованиях геомагнитные возмущения
длительностью 1-2 ч, появляющиеся вблизи полуночи по местному
времени, получили название полярных магнитных суббурь или просто
суббурь ■• Эти возмущения не составляют часть явления, называемого
бурей, они появляются независимо и имеют совершенно другие
физические причины. Интенсивность магнитного возмущения для
типичной суббури составляет несколько сот нанотесел в зоне полярных
сияний (рис. 14.8). Суббури могут появляться сериями в виде
сложных суббурь продолжительностью от 2 до 3 ч.

Счетчик
Гейгера 1U
Е,кэВ
02
Рис. 14.8. Наблюдения за электронной компонентой плазменного слоя на
спутнике "Вела-2 А" (12 октября 1964 г., время всемирное) на
геоцентрическом расстоянии 17. Л я (вверху). Магнитные вариация типа суббурь
зарегистрированы на обсерватории Форт-Черчи.лл, Am » 69°(^)j (1 - Бейкер->Лейк,
\т = 74°; 3 - Барроу, Лт в 69°; 4 - Колледж, 7^ ш 65°). Время на
магнитограммах местное геомагнитное. Плазма в хвосте исчезает перед
началом двух суббурь и вновь появляется в течение суббурь. Данные о положении
спутника приведены ниже в таблице. (E.W. Hones, J.R. Asbridge,
S.J.Bane* LB. Strong. J. Geophys. Res., 72, 5879, 1967.)
Всемирное время, ч
Расстояние от Земли ( RE)
Широта, град
Долгота, град
Угол наклона оси геомагнитного
диполя, град
4
17,0
-5
189
6
17,0
-9
195
8
17,0
-11
202
10
17,1
-13
209
12
17,1
-17
216
14
17,1
-22
222
-18 -1

194 UM. Суббуря
В более низких широтах соответствующие магнитные
возмущения имеют на магнитограмме форму бухты на океанском побережье,
Термин геомагнитная бухта используется начиная с XIX столетия
для обозначения отрицательных или положительных изменений в
компонентах H,D или Z геомагнитного поля.
Связанные с суббурями геомагнитные возмущения
интерпретируются на основе трехмерных токовых систем (токи Биркеланда) ,
модифицированных введением продольных токов, которые втекают
из магнитосферы в полярную ионосферу, усиливая токи западной авро-
ральной электроструи. Следует заметить, что продольные токи
* 3'1Ое>7А/м2 могут существовать в спокойное время около овала
полярных сияний.
Соответствующие возмущения в магнитосфере, связанные с
полярными суббурями, называются маг пито сферными суббурями. В
действительности магнитооферные суббури, которые вызываются изменениями
в ориентации межпланетного поля и взаимодействием этого поля с
геомагнитным полем, рассматриваются как первичное явление.
Магнитное поле в области хвоста накапливается перед началом суббури,
а в течение суббури происходит его релаксация к нормальной
конфигурации. По-видимому, энергия запасается в магнитосфере в
процессе перестройки и рассеивается, когда поле хвоста возвращается к
исходному состоянию. Соответствующие возмущения в ионосфере
называются ионосферными суббурлми .
Авроральная суббуря определяется как аврорально активный период
с длительностью «1ч вблизи магнитной полуночи. Он начинается
полярными сияниями в виде спокойных дуг и полос. Начало авро-
ральной суббури отмечается уярчением полос с их последующей
деформацией и движением к полюсу дуг, появляющихся вблизи магнитного
полуночного меридиана. На месте дуг образуются лучистые формы
полярных сияний. В максимуме активной фазы наблюдаются быстрые
движения а также изменения интенсивности полярных сияний вдоль
всего овала. Первоначально существовавшие полосы и вновь
появившиеся дуги удаляются от своих начальных положений. Конец фазы
максимальной активности отмечается появлением слабых и диффузных
форм полярных сияний, а конец суббури - появлением новых дуг и
полос. Обычно до начала следующей авроральной суббури проходит
два или три часа.
Существует и другая классификация высокоширотных магнитных
вариаций, первоначально названных Чепменом DP и в дальнейшем
обозначенных Нишидой как DPI и DP2. По этой классификации DPI
соответствует полярной магнитной суббуре. Ее эквивалентная
токовая система имеет четыре вихря, которые соприкасаются с овалом
полярных сияний* Токовая система DP2 состоит из двух вихрей,
расположенных в утреннем и вечернем секторах и простирающихся от
полярной шапки до низких широт. Вариации DP2 более чувствительны

14.32. Радиационные пояса 195
к изменениям компонента Bz межпланетного магнитного поля и,
как полагают, связаны с конвективным движением в магнитосфере.
ANDERSON H.R., VONDRAX R.R. Rev. Geophys. Space Phys., 13, 243, 1975.
ARNOLDY R.L. Rev. Geophys. Space Phys., 12, 217, 1974.
BARCUS J.R. Space Sci. Rev., 13, 295, 1972.
GLOUTIER P.A., ANDERSON H.R. Space Sci. Rev., 17, 563, 1975.
IIJIMA Т., POTEMRA T.A., J. Geophys. Res., 81, 2165, 1976.
NISHIDA A. Cosmic Electrodynamics, 2, 350, 1971.
14,32. Радиационные пояса
Движение заряженных частиц в дипольном геомагнитном поле таково,
что в него могут быть захвачены частицы определенной энергии.
Действительно, вокруг Земли существуют два радиационных пояса.
Внутренний радиационный пояс в области (1,2 — 4,5) Re содержит
протоны с энергиями в несколько МэВ, которые называются протонами
внутреннего пояса.. Внешний радиационный пояс располагается в
области (4,5 - 6,0) RE и заполнен протонами с энергиями от 200 эВ
до 1 МэВ. Это протоны внешнего пояса.
Протоны внутреннего поя с а появляются в результате распада
нейтронов альбедо космических лучей. Частицы космических лучей
сталкиваются с атомами азота и кислорода земной атмосферы, что
приводит к образованию нейтронов. Эти нейтроны, образуемые в
процессе соударений, имеют энергии от 1 МэВ до 1 ГэВ. Другой
тип нейтронов, образующихся при возбуждении ядер, имеет
энергии от 8 МэВ и выше. Эти нейтроны распадаются на протоны
и электроны. Протоны внутреннего пояса с энергиями >4 МэВ
и энергиями >50 МэВ наблюдаются экспериментально.
Максимум потока протонов высоких энергий ( >50 МэВ)
внутреннего пояса (« 10 4 см""2^"*1) наблюдается на геоцентрических
расстояниях 1,5 КЕ и 2,2/?Е. Максимум потока протонов с энергиями
>4 МэВ (« 106 см""2.с™"1) наблюдается на расстоянии 2,0 RE. В
идеальном случае статического диполя частицы могут
захватываться на неопределенно долгое время. Однако протоны с энергией
больше 1 ГэВ теряются при взаимодействии с атомами атмосферы,
с энергией от 1 МэВ до 1 ГэВ — в основном при кулоновском
рассеянии, а с энергией менее I МэВ - в процессах перезарядки.
Предполагается, что протоны внешнего пояса с энергией от 200 эВ
до 1 МэВ поступают от солнечного ветра в результате
процесса диффузии на магнитопаузе. При рассмотрении процесса диффузии
следует учитывать флуктуации магнитного и электрического полей
(количественные оценки которых получить трудно). Дрейфующие
частицы, захваченные на силовые линии поля на дневной стороне,
могут не найти соответствующих силовых линий поля в
ночном секторе и теряются из магнитосферы. Такие частицы
называются % в ази захваченными.

196 14.32* Радиациопныв полса
Электроны с энергиями > 40 кэВ находятся повсюду в области
захвата. Верхний предел потока этих электронов для полуденного
сектора дается формулой Кеннела - Петчека:
7 • 1010
F= ;— +,jq6 электрон/(см2, с) .
la
Эти электроны играют важную роль в некоторых солнечно-земных
явлениях. Во время магнитосферной суббури большое количество
электронов появляется в хвосте магнитосферы и в области захвата.
Когда распределение электронов по питч-углу (угол между
вектором скорости частицы и вектором магнитного поля) становится
анизотропным, генерируются УНЧ-волны. Термин "захваченная
частица" используется не только для частиц радиационного пояса, но
и для всех частиц, которые могут быть захвачены в магнитосфере
вплоть до ма'гнитопаузы.
Частицы, захваченные дипольным магнитным полем, совершают
три основных движения соответственно трем адиабатическим
инвариантам. Первый адиабатический инвариант, или магнитный момент
частицы - это величина
Пока пространственные и временные вариации поля таковы, что ц
сохраняется, частица вращается вокруг линии поля. Второй
адиабатический инвариант сохраняется, если
пространственно-временными вариациями поля за время колебательного движения частицы
вдоль силовой линии можно пренебречь. В этом случае частица
совершает колебательное движение вдоль силовой линии между
северной и южной точками (зеркальными точками) на силовой пинии.
Третий адиабатический инвариант - сохранение потока. Магнитный
поток через поверхность оболочки, образованной вращением
силовой линии диполя вокруг оси, сохраняется, если временными и
пространственными вариациями за время дрейфа частицы вокруг Земли
можно пренебречь. Флуктуации (напр, магнитогидродинамические
волны) соответствующего периода могут нарушать три адиабатических
инварианта и таким образом удалять частицы из области захвата.
ROEDERER J.G. Dynamics of Geomagnetic ally Trapped Radiation, New York,
Springer Verlag, Ch. 5, 1970.[Имеется перевод: Х. Родерер. Динамика
радиафш, захваченной геомагнитным полем. - М.: Мир, 1972.]
SGHULTZ М, Space Sci. Rev., 17, 481, 1975.
SCHULTZ M., LANZEROTTI L.J. Particle Diffusion in the Radiation Belts,
New York, Springer Verlag,.Ch. 2, 3, 1974.
WEST H.L. Rev. Geophys. Space Phys., 13, 943, 1975.

14.33, Свистящие атмосферичсы 197
14,33, Свистящие атмосферики
Низкочастотные электромагнитные волны на частотах 308—ЭВ Ш§ Гц,
генерируемые в атмосфере Земли, получили название жмосфержов*
Входя в ионосферу, они проявляются как квазидолготные волны с
правосторонней круговой поляризацией и могут быть направлены
магнитным полем обратно к Земле, Это и есть свистящие атмос-
ферики или свисты. Их групповые скорости ^лГГ возрастают с
частотой, так что принимаемый сигнал имеет понижающийся тон,
отсюда и название '"свистящие атмосферики". В средних и низких широтах
v аппроксимируется выражением
• ■■'■■■
vg = 2 с у/ТТн/fp
для волн с f < 10 кГц, где у. ^ — плазменная и электронная
частоты. Частоты свистящих атмосфериков f < f^.
Обычно результаты наблюдений свистящих атмосфершшв
представляются на частотно-временных диаграммах (сжагршмазс)* В
высоких широтах групповая скорость максимальна на частотах
/плг-т-/#со8 е,где 0 - угол между волновой нормалью ж магнитным
нолем. Частота f называется носовой чшсттой* Ностые тистящж
атмосферики появляются группами, что подтверждает их яроисхожае-
ние от молниевых разрядов, при которых генерируются волны на
нескольких частотах. Эти распространяющиеся через магнитосферу
вдоль магнитных силовых линий по каналам или трубкам волны жног-
да называют канализированными свистящими тмосфещ%ш%Л Цвщтвг-
ление распространения волны свистящего атмосферика образует
конус с углом 19° между образующей и направлением магнитного
моля. Свистящие атмосферики отражаются от сопряженных точек в
противоположных полушариях и снова наблюдаются спустя некоторое
время. Время распространения волн используется для вычисления
электронной плотности магнитосферы. Наблюдения свистящих атмоо-
фериков дают прекрасную возможность зондирования илазмосферы
и магнитосферы до расстояний {7— 9} М&.*
В недавних спутниковых экспериментах в магнитосфере набзжэдщ—
лись неканализированные свистящие атмосферти, которые не сяедава-
ли вдоль магнитно-ориентированных электронных неоднородностей.
Эти неканализированные волны не могут проникать через ионосферу
и на Земле не наблюдаются.
Проводились также спутниковые наблюдения иотых свистящих
атмосфериков \ для протонов и гелия, а возможно, и дая шрутжх
тяжелых ионов. Они представляют собой вевосторожнйе потщж&ошвшые
волны, близкие к локальным ионным гирочастотам протона или
гелия. Имеется и другой класс свистящих атмосфершсов вблизи
нижней гибридной резонансной частоты, которые называется шшшшм&фтд-
ными резонансными свистящими атжтфершами* Механизм образова-

198 U.34. УНЧ-излучение
ния свистящих атмосфериков в магнитосфере неясен.
Была предложена концепция волновых пакетов свистящих
атмосфериков (солитонов) в солнечной короне для объяснения всплесков
с промежуточным дрейфом в непрерывном излучении IV типа. Ко-
рональные свистящие атмосферики, если они существуют, не могут
ускользать из короны по направлению к Земле.
HELLIWELL R.A. Rev. Geophys. 7, 281, 1969.
RUSSELL СТ., MCPHERRON R.L. Space Sci. Rev., 12, 810, 1972.
STIX Т.Н. The Theory of Plasma Waves, New York, McGraw-Hill, Ch. 2, 1962.
1134, УНЧ-излучение
Существуют низкочастотные волны естественного происхождения,
отличающиеся от свистящих атмосфериков, которые обычно
называют УНЧ(упътранизкочастотным)-излучением. В литературе термин
УНЧ используется для частот от 3 до 30 000 Гц, а КНЧ (крайне
низкая частота) - для частот от 5 до 3000 Гц. УНЧ-излучение
не образуется при молниевых разрядах, но иногда появляется
одновременно со свистящими атмосфериками. Его происхождение не
совсем понятно, но связано со взаимодействиями волн с частицами.
Существуют три хорошо известных вида УНЧ-излучения:
1. Периодическое УНЧ-излучение состоит из коротких всплесков,
повторяющихся через регулярные интервалы в несколько секунд.
Наблюдалось периодическое УНЧ-излучение как с дисперсией
сигнала, так и без дисперсии.
2. Шипение представляет собой непрерывную широкополосную
эмиссию в интервале частот от 4 кГц до нескольких сот килогерц
со спектральным' максимумом вблизи 10-20 кГц. Наблюдаемое на
Земле шипение обычно появляется вблизи геомагнитной полуночи
и тесно связано с авроральной активностью (однородные дуги и J
полосы и распад полярных сияний). УНЧ-излучение такого типа с
называется авроралъным шипением . Авроральное шипение наблюдается
на Земле и со спутников. Иногда шипение появляется в авроральной
зоне и при отсутствии полярных сияний. Среднеширотное шипение -
это совершенно другое явление. Оно появляется вместе с хорами
и не связано с полярными сияниями. Этот термин также
используется для обозначения УНЧ-шума с устойчивым низкочастотным
порогом на средних широтах и изменяющимся порогом в высоких
широтах. Такого типа УНЧ—шум наблюдается только на спутниках как
в высоких, так и в низких широтах.
3. Хоры , или утренние хоры, — это УНЧ-излучение, обычно
связанное с шипениями. Хоры представляют собой дискретные, хорошо
выраженные кратковременные тона с возрастающими или падающими
характеристиками или их комбинацией. Отдельные элементы могут
повторяться много раз в секунду, и получающийся звук
напоминает гвалт, создаваемый на заре птицами. Отсюда название "утрен-

14.35. Полярное сияние 199
ние хоры" или просто "хоры". Хоры обычно появляются на фоне
шипения или на верхнем крае полосы шипения. Хоры, наблюдаемые
в зонах полярных сияний, называются полярными хорами , и их
частоты обычно ниже 1500 Гц. Они распространяются по каналам
полярных хоров.
Наблюдения КНЧ- и УНЧ- волн в магнитосфере были выполнены
при спутниковых экспериментах. Теоретическое объяснение этих
явлений все еще является объектом текущих исследований.
PARADY В.К., EBERLEIN D.D., MARVIN J.A., TAYLOR W.W., CAHILL L.J.
J. Geophys. Res. 80, 2183, 1975.
RUSSELL C.T., MCPHERRON R.L. Space Sci. Rev., 12, 810, 1972.
14.35, Полярное сияние
Полярное сияние - изумительная световая гамма изменяющейся
интенсивности с быстрыми движениями, наблюдаемая в
высокоширотных районах Земли. Визуальное полярное сияние содержит зеленую
5577 X) и красную (6300/6364 А) эмиссионные линии
атомарного кислорода и молекулярные полосы до , которые возбуждаются
энергичными частицами солнечного и магнитосферного происхождения.
Эти эмиссии обычно высвечиваются на высоте около 100 км и
выше. Термин оптическое полярное сияние используется для
обозначения визуальных полярных сияний и их эмиссионного спектра от
инфракрасной до ультрафиолетовой области. Энергия излучения в
невидимой части спектра существенно превосходит энергию
видимой области.
При появлении полярных сияний наблюдались эмиссии в
диапазоне УНЧ (< 30 кГц), включая УНЧ-хоры и УНЧ-шипения. Недавно во
время полярных сияний наблюдались радиошумовые эмиссии на
частотах 28 МГц и 225 МГц. Однако термин радиоаврора используется для
обозначения авроральной активности, создающей неоднородности
ионизации, ориентированные вдоль силовых линий поля на аврораль-
ных высотах, которые являются причиной обратного рассеяния
радиоволн.
Следует отметить, что большое число солнечно-земных явлений,
таких, как авроральные рентгеновские лучи, поглощение
космического радиоизлучения, мерцания радиозвезд, спорадический слой
Ёу- электрические токи в ионосфере, геомагнитные микропульсации
и т.д.,- сопровождают авроральную активность . (Ее широтная и
суточная вариация описана в разд. 14.37.)
Частота появления полярных сияний коррелирует с солнечным
циклом, 27-дневным циклом, временем года и магнитной
активностью. Частотой появления называется индекс визуальных полярных
сияний. Этот индекс характеризует процент часов или ночей, в
течение которых обнаруживаются полярные сияния на ограниченной

, Фурмы т&яярнж сияний
части небосвода или по всему небу. Это не очень хороший индекс,
так кш ш не учитывает яркость и протяженность полярных сияний.
Более информативным индексом является область охвата. Этот
индекс характеризует число полярных сияний, наблюдаемых на
небосводе в области зенита в данном временном интервале.
ffilLIQWSTB. Ы Physics ©I Geomagnetic Phenomena, eds, S, Matsushita,
1; Campbell, New York, Academic Press, Ch. 4, 1967,
<MWQLT kn The Optical Aurora, New York, Springer VerLag, Ch, 1, 1971.
|ЭДмеется перевод: А. Омхольт. Полярные сияния. - M.: Мир, 1975].
14»Э6« Форму молярных сиянии
фщмы тлярпът сияний трудно классифицировать; наиболее
следующие термины:
1, Фшшйшш Фёпо^одные дуги или полосы. Дуга обычно простира-
* 1000 шм в направлении геомагнитной параллели (в на-
щрштшш Шй Солнце в полярных районах) и имеет ширину от
одного $$® ■ зк&фжойькйх десятков километров. Полоса — это обобщение по-
жтж& щ$тт;, шш. обычно не имеет правильной дугообразной формы,
& шжШш&ся. © шще буквы S или в виде спиралей. Дуги и полосы
на высотах 100-150 км»
шмршш® №$шмя * Этот термин относится к авроральной
шпящр&Ш вдоль магнитных силовых линий, с протяжен-
верпшаззй от нескольких десятков до нескольких сотен
Щр&Ш№етш<ость лучей по горизонтали невелика, от нес-
;десжгков метров до нескольких километров. Обычно лучи
ш яа$тш. тт. полосах или как отдельные структуры.
Шшшт жт ттёртттш* Это изолированные области свечения,
формы. Отдельные пятна могут быть свя-
Ъ*. Ш&(Мшчшшя. форма полярного сияния, представляющая
'Сйяв?ч?еш1е, покрывающее большие участки небо-
Шо еярукхуръ полярные сияния подразделяются на однородные,
ш irff^c^bie* Йспояьзуются различные термины, такие, как
i(yra, пульсирующая поверхность, диффузная поверх—
;Щ>ш&т& шШшз®., щэапри и т.д. Обзор форм полярных сияний
ш шж 1шшхя$р№&шя зщтм в Международном атласе полярных сияний
о классификаций полярных си~
тшшй т® шж. mmw* Йо шШ щшшоашфшк^нтш тляршие <сштип тип® А*
ш в^!р)Шйе1 *т&Ш шшш штт&етът жм&тт красный щвет (6308-6364 X),
$&штш ттшшттш тш высотам 300-400 жм при высокой гео-
штит^сш,. Штщшмм ттшя mm® В окрашены в нижней
щш&г ж свйз-аны о© свечением полос первой ишго-

14.37. Овал полярных сияний 201
жительной системы N и первой отрицательной системы 02. Такие
формы сияния появляются во время наиболее активных фаз
полярных сияний, i
International Auroral Atlas, Edinburgh University Press, 1963.
14.37. Овал полярных сияний и зоны полярных сияний
Зоны полярных сияний - это зоны максимальной частоты появления
сияний в ночное время, по данным наблюдателей в фиксированной
точке на поверхности Земли. Зоны располагаются на 67° северной
и южной широты, а их ширина составляет около 6°. Максимум
появлений полярных сияний, соответствующий данному моменту
геомагнитного местного времени, происходит в овалоподобных поясах
{овалах полярных сияний) , которые располагаются асимметрично
вокруг северного и южного геомагнитных полюсов. Овал полярных
сияний фиксирован в координатах широта - время, а зона полярных
сияний является геометрическим местом точек полуночной области
овала в координатах широта - долгота. Овальный пояс располагав
ется приблизительно на 23° от геомагнитного полюса в ночном
секторе и на 15° в дневном секторе.
Расположение овала полярных сияний зависит от геомагнитной
активности. Овал становится шире при высокой геомагнитной
активности. Зоны полярных сияний или границы овала полярных
сияний лучше представляются значением L » 6,4, чем диполь*-
ными координатами. Геомагнитные силовые линии на границе
дневного сектора овала полярных сияний совпадают с магнитопаузой,
а в ночном секторе овала простираются в плазменный слой
(фиг, 14.7), Наблюдается изменение положения овала полярных
сияний в зависимости от угла между геомагнитной осью
и направлением Земля — Солнце, Овал полярных сияний
определяется также на основе данных о высыпаниях частиц
(электронов и протонов) определенных энергий. Его положение
может быть независимо определено по данным о каспах на
дневной стороне и в хвосте магнитосферы.
Суточная вариация частоты появления полярных сияний в зоне
полярных сияний имеет максимум в геомагнитную полночь и мини-
^-шум в геомагнитный полдень. На приэкваториальной стороне овала
частота появления полярных сияний резко уменьшается, но форма
суточных вариаций сохраняется. На приполюсной стороне овала
частота появления полярных сияний уменьшается постепенно и
характеризуется сложными суточными изменениями.
ФЕЛЬДШТЕЙН Я.И. Овал полярных сияний и магнитосферные карты. — В сб.:
Полярные сияния и свечение ночного неба, 22. — М.: Сов. радио, 1975,
с, 77 - 99.
FRANK L.A. Hey, Geophys. Space Phys., 13, 974, 1975.
MAYNARD NX, J. Geophys. Res., 79, 4620,1974.

202 14.38. Интенсивность полярных сияний
14,38, Интенсивность полярных сияний
Интенсивность полярных сияний определяется измерением кажущейся
поверхностной яркости. Поверхностная яркость / полярного сияния
в определенном направлении определяется суммарной эмиссией 4тг/
фотон/(см2'с) . Так как эта величина не является истинной
поверхностной яркостью, а представляет собой эмиссию из столба, обычно
при исследовании полярных сияний используют единицу
фотон /(см2. столб» с ). Обычная единица для измерения суммарной
эмиссии - рэлей (Рл). , равный 10 6 фотон/(юм2. столб ♦ с). Более
практичные единицы интенсивности полярных сияний определяются
по эмиссиям отдельной линии или полосы. Например, интенсивность
полярных сияний определяется международными коэффициентами яркости
(МЕЯ) по данным об интенсивности зеленой линии (5577А); 1 кРл =
= 1МКЯ, 10 кРл =11 МКЯ, 100 кРл =ШМКЯ, 1000 кРл = IV МКЯ
(максимальная интенсивность полярного сияния). Эта
классификация не может быть использована для сияний красного цвета.
CHAMBERLAIN J.W. Physics of Aurora and Airglow, Academic Press, New York,
Ch. 2, 1961. [Имеется перевод: Дж. Чемберлен. Физика полярных сияний
и излучения атмосферы. - М.: ИЛ., 1963.]
DAVIS T.N. In Introduction to Space Science, eds. W.N.Ness, G.D. Mead,Gordon
and Breach, New York, Ch. 5, 1968.
OMHOLT A. The Optical Aurora, Springer Verlag, New York, Ch. 1, 1971.
[Имеется перевод: А. Омхольт. Полярные сияния. — М.: Мир, 1975.]
14,39* Устойчивые авроральные красные дуги
Устойчивая авроральная. красная дуга, иначе называемая ере дне широтной
красной дугой, , или М-дугой, представляет собой субвизуальную
(ниже предела чувствительности глаза) широкую дугу, вытянутую с
востока на запад на тысячи километров и опоясывающую, возможно,
всю Землю. Широтная протяженность дуги 600 км. Излучение
устойчивой авроральной красной дуги практически монохроматично
в красных линиях А 6300 А и А 6364 А. Недавно сообщалось также
о слабых эмиссионных линиях А 5577 А (01) и А 4278 A (N2).
Устойчивые красные дуги классифицируются как полярные сияния,
но они появляются на гораздо больших высотах. Нижняя граница
располагается на высоте 300 км, верхний предел около 700 км.
Интенсивность спокойной авроральной красной дуги в эмиссии
А 6300 А составляет от 1 до 10 кРл (типичная величина 6 кРл).
Порог чувствительности глаза на этой длине волны около 10 кРл,
так что дуги редко наблюдаются визуально. Однако недавние
наблюдения показали, что их яркость составляет > 50 кРл в 10% ночей.
Обычное время жизни дуг около одних суток, и они редко
появляются в последующие дни.

14Л0. Изменяющееся полярное сияние 203
ч Радиоволны от спутников или радиоисточников, пересекающих
устойчивые авроральные красные дуги, подвержены мерцаниям, что
указывает на существование неоднородностей электронной плотности.
Теоретическое объяснение красных дуг состоит в том, что нагретые
электроны из области F ионосферы вызывают возбуждение атомов
кислорода. Спутниковые наблюдения показывают увеличение
электронной температуры вдоль силовых линий геомагнитного поля, которые
пересекают устойчивые авроральные красные дуги. Интенсивность
этих дуг положительно коррелирует с геомагнитной активностью
(бурями), а частота появления дуг - с солнечной пятнообразователь-
ной активностью.
EATHER R.H. Rev. Geophys. Space Phys., 13, 925, 1975.
HOCH RJ. Rev. Geophys. Space Phys., 11, 935, 1973.
NEWTON G.P., WALKER J.C.G., MEIJER P.H.E. J. Geophys. Res.,79, 3807, 1974
OMHOLT A. The Optical Aurora, Springer Verlag, New York, Ch. 1, 1971.
[Имеется перевод: А. Омхольт. Полярные сияния. — М.: Мир, 1975.]
REES M.H., ROBLE R.G. Rev. Geophys. Space Phys., 13, 20.1, 1975.
RUSSELL СТ., MCPHERRON R.L. Space Sci. Rev., 15, 205, 1973.
ZMUDA A.J., ARMSTRONG J.C., HEURING F.T. J. Geophys. Res., 75, 4757, 1970.
14.40 Изменяющееся полярное сияние
Некоторые формы полярных сияний испытывают
квазипериодические и когерентные временные вариации интенсивности. Эти
полярные сияния с примерно стационарной геометрией и быстрыми
периодическими временными вариациями, происходящими в фазе,
называются изменяющимися полярными сияниями. Они классифицируются
как полярные сияния формы р по данным Международного атласа
полярных сияний. Более детальное подразделение изменяющихся
полярных сияний:
Pj ( пульсирующее полярное сияние ) представляет собой свечение
с однородными фазовыми вариациями яркости по всей форме
полярного сияния. По определению, в идеальном пульсирующем полярном
сиянии пространственная и временная части пульсации могут быть
разделены, т.е. яркость /(т,0 = /s(r) • IT(t) . В типичном
полярном сиянии pj происходят пульсации с частотой от 0,01 до 10 Гц
низкой интенсивности (1-2 кРл). Большинство полярных сияний
р - это пятна или дуги, пульсирующие с периодом в несколько
секунд.
р2 (пламенное полярное сияние). Этот термин обычно
используется для обозначения движений, подобных языкам пламени,
заполняющим небосвод, а не для описания отдельной формы. Сияния имеют
форму дуг и обычно движутся вверх с высоты 100 км. Эти
полярные сияния относительно редки и чаще происходят за пределами
зон полярных сияний.
Р3 (мерцающее полярное сияние) . Это полярные сияния с быстры-

204 14.41. Свечение полярной шапки
ми, иррегулярными или регулярными вариациями яркости,
создающие впечатление мерцающего пламени на небосводе. Они
появляются незадолго до распада полярного сияния. Обычно наблюдаемая
частота вариаций р3 равна 1О±ЗГц.'
Термин струящееся полярное сияние , используемый для другого
класса пульсирующих полярных сияний, относится к иррегулярным
вариациям яркости, быстро движущимся горизонтально в дугах и
полосах полярных сияний.
Изменяющееся полярное сияние - это одно из солнечно-земных
явлений, сопровождающих пульсации геомагнитного поля и авро-
рального рентгеновского излучения, вызванные высыпанием частиц
солнечного и магнитосферного происхождения.
International Auroral Atlas, Edinburgh University Press, 1963.
OMHOLT A. The Optical Aurora, Springer Verlag, New York, Ch. 7, 1971.
[Имеется перевод: А. Омхрльт. Полярные сияния. - М.: Мир, 1975.]
ROSENBERG T.J., TREFALL Н„ KVIFTE G.J., OMHOLT A., EGELAND А.
J. Geophys. Res., 76, 122, 1971.
14,4b Свечение полярной шапки
Свечение полярной шапки характеризуется большой интенсивностью
полосы первой отрицательной системы N* (^ 3914 А). Обычно эти
полосы Nj интенсивнее зеленой линии 01 Л 5577 А в пять раз.
Абсолютная интенсивность свечения полярной шапки составляет от ОД до
10 кРл (обычно 1-3 кРл). При этих сияниях, появляющихся п
периоды ППШ, однородное свечение охватывает всю полярную
шапку вплоть до геомагнитной широты 60° на высотах от ЗО до 80 км.
Оно генерируется преимущественно солнечными протонами и
а-частицами с энергиями 10-100 МэВ, создающими максимум
ионизации на этих высотах.
Имеется и другой тип свечения в зонах полярных сияний,
называемый мантийным полярным сиянием. Для этого типа аврорального
свечения суточный максимум интенсивности, приходящийся на
утренние часы, составляет 1-10 кРл, а минимум интенсивности в пять
раз слабее. Наблюдения мантийных полярных сияний
немногочисленны, но, по-видимому, их интенсивность зависит от геомагнитной
и солнечной активности.
SANDFORD В.P. Nature, 190, 245, 1961.
SANDFORD B.P. Space Res., 7, 836, 1967.
14.42* Свечение атмосферы
Свечение атмосферы определяется как излучение, образованное и
испускаемое атмосферой планеты. Это нетепловое излучение
атмосферы, за исключением эмиссии полярных сияний, молниевых разрядов

14.42. Свечение атмосферы 205
и излучения метеорных следов. Обычно этот термин используется
применительно к земной атмосфере» В литературе используются
также термины ночное свечение} сумеречное свечение и дневное
свечение , не требующие пояснений. Свечение атмосферы составляет
только часть имеющегося в атмосфере света. Другими источниками
являются свет звезд, зодиакальный свет и дневной рассеянный свет
Солнца. Временами свечение атмосферы может составлять до 40%
общего количества света.
Свечение атмосферы возникает в атмосферных слоях
изменяющейся высоты и толщины. Спектр свечения атмосферы охватывает длины
волн от 1000 А до 22,5» мкм. Основная линия излучения в
свечении атмосферы - Л 5577 А , появляющаяся на высоте 90-100 км
в слое толщиной 30-40 км. Возникновение свечения обусловлено
механизмом Чемпена , основанным на рекомбинации атомов
кислорода. Другие эмиссионные линии - это А 6300 А , появляющаяся в
случае диссоциативной рекомбинации 0^ и эмиссии N1 Л 5198/5201 А и
Nal A 5890/5896 А.
Интенсивность свечения атмосферы измеряется в рэлеях. Яркость
(в рэлеях) равна 4тф?где Р - угловая поверхностная яркость
излучающего слоя в единицах 106 фотон/(см2. стер-с). Интенсивность
свечения зависит от широты (по-разному для различных эмиссий),
а также меняется в течение суток с максимумом вблизи полуночи.
Корреляция с геомагнитной активностью неясна, и приведенные в
литературе результаты противоречивы. Однако была отмечена поло-^
жительная корреляция для свечения атмосферы в эмиссии Л 5577 А
с числом солнечных пятен и потоком солнечного излучения на длине
волны 10,7 см. Свечение атмосферы наблюдается во время
спутниковых экспериментов. Из космического пространства оно выглядит
как кольцо света вокруг Земли и имеет зеленоватый цвет.
CHAMBERLAIN J.W. Physics of Aurora and Airglow, New York, Academic Press,
Ch. 9, 1961, [Имеется перевод: Дж. Чемберлен. Физика полярных сияний'
- и излучения атмосферы. - М.: ИЛ/1963.]
HAYMES R.C. Introduction to Space Science, New York, John Wiley, Ch. 5, 1971.
SILVERMAN S.M. Space Sci. Rev., 11, 341, 1970.

УКАЗАТЕЛЬ АНГЛИЙСКИХ ТЕРМИНОВ
(Цифры в квадратных скобках обозначают номера иллюстраций)
Abrupt depletion 6.14
absorptions (radio type IV) 11.17, [53]
acoustic cut-off frequency 12.16
acoustic waves 12.16, [12.2]
activation, filament 9.13, 10.6
activation, preflare 9.13
active longitude 7.3
active prominence 10.1
active region 7.2, [1,2, 19, 20]
active region, magnetic classification
7.15
active region corona 6.7
active region interconnection 6.11
active region prominence 10.1
active region streamer 6.3
activity cycle 2.1
activity data, solar (publications)7.18
activity indices 7.17
activity variations, longterm 2.3
activity centre 7.3
activity, solar 7.1
adiabatic invariants (first, second,
third) 14.32
a-effect 2.4
air glow 14.42
AL index
angular momentum loss 13.3
anomalous dispersion 12.1
Ap index 14.3
apparent area (flare) 9.3
arcades, magnetic 6.11
arches, magnetic 6.11
arch filament system 7.4, 7.13, [22]
ascending filament (prominence) 10.7
oc-spotgroup 7.16
asymmetric ring current 14.13
atmospheric model 4.2
atmospherics 1433
AU index 14.5
резкое рассасывание
области поглощения (радиовсцлеска
IV типа)
акустическая частота обрезания
акустические волны
активизация волокна
активизация, предвспышечная
активная долгота
активный протуберанец
активная область
активная область, магнитная
классификация
корона активной области
взаимосвязь активных областей
протуберанец активной области
,луч (стример) над активной областью
цикл активности
данные о солнечной активности
(публикации)
индексы активности
вариации активности, дрлгопериодные
центр активности
солнечная активность
адиабатические инварианты (первый,
второй, третий)
а-эффект
свечение атмосферы
индекс AL
потеря момента количества движения
аномальная дисперсия
А р -индекс
видимая площадь (вспышки)
аркады, магнитные
арки, магнитные
система арочных волокон
поднимающееся волокно (протуберанец)
группа пятен типа а
асимметричный кольцевой ток
модель атмосферы
атмосферики
инлекс AU

207
aurora (flaming, flickering, pulsing,
streaming) 14.40
aurora (mantle, polar glow) 14.41
aurora (optical, visible, radio) 14.35
aurora (surface, type A, B, patch, veil)
14.36
auroral electro jet index AE 14.5
auroral Es 14.20
auroral forms 14.36
auroral hiss 14.34
auroral intensity 14.38
auroral irregular pulsations (AIP) 14.9
auroral oval 14.37
auroral rays 14.36
auroral substorm 14.31
auroral zones 14.37
azimuthal velocity component (solar
wind) 13.3
Babcock model 2.4
background continuum (radio) 11.7
birefringent filter 4.20
Birkeland current 14.31
blast wave (flare) 9.14
blast wave (solar wind) 13.7
B-L coordinates 14.27
, bomb 7.14, [27]
bounce period 14.32
Boussinesq assumption 1.7
Bragg crystal spectrometer 5.6
bright cell points 4.12
bright grains (penumbral) 8.13, [29]
bright points (coronal) 6.13, [19]
bright region with loops (BRL) 7.4
Brunt — Vaisala frequency 12.16
p-spotgroup 7.16
bubbles (chromospheric 4.16, coronal
6.7)
bulb 6.3, [11]
bulles 4.16
bush (chromospheric) 4.11, [9]
bushes, coronal 6.3
полярное сияние (пламенное,
мерцающее, пульсирующее, струящееся)
полярное сияние (мантийное, свечение
полярной шапки)
полярное сияние (оптическое,
визуальное, радиоаврора)
прлярное сияние (поверхностное,
типа А, Б, пятно, вуаль)
индекс авроральной электроструи АЕ
авроральный слой Es
формы полярного сияния
авроральное шипение
интенсивность полярного сияния
авроральные иррегулярные пульсации
овал полярного сияния
лучи полярного сияния
авроральная суббуря
зоны полярных сияний
азимутальный компонент скорости
(солнечного ветра)
моде,ль Бэбкока
фоновый (радио) континуум
интерференционно-поляризационный
фильтр
ток Биркеланда
взрывная волна (вспышечная)
взрывная волна (в солнечном ветре)
координаты B*L
бомба
период колебаний между зеркальными
точками
приближение Буссинеска
брэгговский кристаллический
спектрометр
яркие точки в ячейке
яркие зерна (в полутени)
яркие точки (в короне)
яркая область с петлями
частота Брента - Вяйсяля
группа пятен типа (3
пузыри (хромосферные, корональные)
луковица
пузыри
куст (хромосферный)
кусты, корона,льные

208 В
butterfly diagram 2*1, [2.2]
Cap prominence 10.3, [39]
Carrington rotation 2.7
cavity, coronal 6.5, [13]
cavity, filament 6.5, [19]
central dipole (geomagnetic) 14*1
central relative number 7.17
centre of activity 7.3
centre of attraction 10.6
Cerenkov emission 11.31
С ere n ко v plasma waves 11.31
chain (chromospheric) 4.11
channel spectrum 4.20
Chapman mechanism 14.42
chorus, dawn polar 14*34
Christiansen cross 11 «28
chromosphere 4.2
chromospheric bubble 4.16
chromo&heric grain 4ol2
chromospheric granulation 4d2
chromospheric network 4.8, [7,20]
chromospheric plage 7.12, [20,25,26]
circumfacule 7.13
Ci, Cp, C9 index 14.3
circum-solar dust emission 6.15
CNO-cycle 1 3
coherent wave growth 11 «32
combination scattering 11.42
complex burst (microwave) 11,3
complex of activity 7,3, [20a]
compound interferometer 11*28
comprehensive flare index 9.5
configuration А, В (spot) 7*16
configuration A flare 9*9
confined flare 9.8
continuum corona 6ol
contrast mechanism 12*2
convection, penetrative 12*11
convection zone 1*5
convection zone9 rotation 2*6
conveсtive theory 1*6
coordinate systems, local geomagnetic
14.2, [141]
coronograph (externally occulted 6O17,
Lyot 6ol6)
coronal arch 6.9
диаграмма бабочек
колпачковый протуберанец
кэррингтоновское вращение, оборот
полость корональная
полость вокруг волокна
центральный диполь (геомагнитный)
центральное относительное число
центр активности
центр притяжения
черенковское излучение
черенковские плазменные волнь^
цепочка (хромосферная)
канализированный спектр
механизм Чепмена
утренние полярные хоры
крест Христиансена
хромосфера
хромосферный пузырь
хромосферное зерно
хромосферная грануляция
хромосферная сетка
хромосферный флоккул
кольцевой факел
индексы Со Ср> С 9
излучение околосрлнечной пыли
CNO-цикл
когерентное нарастание во,лны
комбинационное рассеяние
сложный всплеск (микроволновый)
комплекс активности
составной интерферометр
обобщенный индекс вспышки
конфигурация А, В (пятен)
вспышка в конфигурации А
ограниченная вспышка
непрерывная корона
механизм контраста
конвекция, проникающая
конвективная зона
вращение конвективной зоны
теория конвекции
локальная геомагнитная система
координат
коронограф (с внешним затмением,
Лио)
корональная арка

209
coronal bright points 6ol3, [19J
coronal bubble 6.7
coronal cavity 6.5, [13]
coronal cloud 10,3, [40]
coronal condensation 6.7, [10,15,19]
coronal condensation, permanent 6.7,
[15,20г]
coronal condensation, sporadic 6.7, [18]
coronal enhancement 6o7, [20r]
coronal events 6.14
coronal hole 6.12, [19]
coronal loops 6.9, [18, 19, 48]
coronal plage 7.12
coronal rain 10.3, [41]
coronal spikes 6.4
coronal streamer 6.3
coronal transient 6.14
coronal whip 6.14
coronameter 6.16
corrected area (flare) 9.3
corrected geomagnetic coordinates 14.2
cosmic ray flare 9.20
counter electro jet 14.21
С region 14.16
crinkle 8.2
critical level 13.2 .
critical radius 13.1
crochet 14.22
crossover e-ffect 3.13
crystal spectrometer 5.6
cyclotron damping 11.32
Daily planetary character index Cp 14.3
daily variation (geomagnetic field) 14»6
dayside auroral oval 14.26
dayside cusp 14.26, [14.7]
dark filament, coronal 6.6
dark filament, Ha 10.1, [21, 25, 26, 42]
dark lane, coronal 6.6
dark lane, intergranular 4.6, [4]
dark puffs (penumbra 1) 8.14
корональные яркие точки
корональный пузырь
корональная полость
корональное облако
корональная конденсация
корональная конденсация, постоянная
корональная конденсация,
спорадическая
корональное уярчение
корональные события
корональная дыра
корональные петли
корональный флоккул, корональная
конденсация, активная область в
короне
корональный дождь
корональные выступы
корональный луч (стример)
корональный транзиент
корональный хлыст
коронометр
исправленная площадь (вспышки)
исправленные геомагнитные
координаты
вспышка космических лучей
противоэлектроструя
область С
изгиб, извилина
критический уровень
критический радиус
кроше
кроссовер-эффект
кристаллический спектрометр
циклотронное затухание
суточный планетарный
характеристический индекс Q
суточная вариация (геомагнитного поля)
дневной участок овала полярных
сияний
дневной касп
темное волокно, корональное
темное волокно, в линии Нос
темная полоска, коронцльная
темная полоса, межгрануляционная
темные "клубы дыма" (в полутени)
17-353

210 D
dawn chorus 1434
5-c on figuration 7.16
decameter storm 11O6
December anomaly 14.23
decimeter type IV burst (IV dm) 1L15
declination 14.2, [14.1]
diagnostic diagram 12.17
dielectronic recombination 5o2
differential rotation 2.5, [2.3]
diffuse stria bursts 11.14
dip angle 14.2,'[14.1]
dip equator 14.2
dipole geomagnetic coordinates 14.2
dipole time 14.2
directivity (radio) 11.26
discontinuities (solar wind), rotational,
tangential 13.7
disparition brusque 9„10, 10.7
distinctive events (radio) 11.24, [11.4]
disturbed day 14.6
disturbance field 14.6
dividing line (magnetic) 7.10
dominant polarity effect 13.9
Doppler compensator 3.14
DPI, DP2 substorms 14.31
D region 14.16
drifting pair 11.11
drifting type I burst 11.8
driven wave 13.7
Dst index 14.4
ducted whistlers 14.33
dust corona 6.1
dynamic spectrogram 11.30
dynamical stability (marginally stable,
metastable, overstable, stable,
unstable, convectively unstable) 12.3
dynamo 2.4
утренние хоры
5-конфигурация
буря в декаметровом диапазоне
декабрьская аномалия
дециметровый всплеск IV типа
(IV dm)
склонение
диагностическая диаграмма
диэлектронная рекомбинация
дифференциальное вращение
диффузные стриа-всплески
угол наклонения
экватор наклонения
дипольные геомагнитные координаты
дипольное время
направленность (радиоизлучения)
разрывы (в солнечном ветре),
вращательные, тангенциальные
внезапное исчезновение
выдающиеся события (в радиоизлучении)
возмущенный день
поле возмущения
линия раздела (магнитная)
эффект преобладающей полярности
доплеровский компенсатор
суббури DPI, DP2
область D
дрейфующая пара
дрейфующий всплеск I типа
поршневая волна
индекс Dst
канализированные свистящие атмосфе-
рики
пылевая корона
динамическая спектрограмма
динамическая устойчивость (предельно
устойчивая, метастабильная,
колебательно неустойчивая, устойчивая,
конвективно неустойчивая)
динамо
Eccentric dipole (geomagnetic) 14.1,14.2 эксцентрический диполь
(геомагнитный)
Е-согопа 6.8
Eddington — Sweet currents 1.2
eighty-year cycle 2.3
ejections 9.13, 10.8
Е-корона
течения Эддингтона — Свита
восьмидесятилетний цикл
выбросы, извержения

211
Ekman pumping 1.2
electron corona 6.1
electron flare 9»20
eleven-year cycle 2.1
ELF emission 14o34
Ellerman bomb 7.14, [27]
ellipticity coronal, coefficient 6.2
emerging flux region (EFR) 7.4, [21]
emission line corona 6.8, [16]
emission shell 4-17
energetic flare 9,20
energy generation (solar) L3
enhancement, coronal 6.7, [20r]
ephemeral region 7o5, [2, 23]
equatorial electrojet 14.21
equatorial Es 14,20
equatorial streamer 6„3
equilines 14.2
E region 14»19
eruptive prominence 10o7, [46]
EUV burst 9ol8
EUV corona 6.10 [20r]
EUV plage 6O7
evanescent waves 12ol6
evaporative model 13o2
Evershed effect 8.15, inverse 7.13
evolving magnetic feature (EMF) 7»8
exospheric base 13o2
exospheric models 13.2
exploding granule 4.6
explosive phase 9O6
external heating (corona) 13o2
Faculae, photospheric 8.1, [28]
faculae, polar 8.3
facular granule 8ol
facular point 8O2
family, active regions 7„3
fans 6.3
Faraday depolarization 11O35
Faraday rotation 11O35
fast-drift burst 11 „12, [52]
fast-drift storm burst 11,10
fast ejections 10„8
fast events (corona) 6.14
накачка Экмана
электронная корона
электронная вспышка
одиннадцатилетний цикл
КНЧ-излучение
бомба Эллермана
коэффициент эллиптичности короны
область всплывающего потока
эмиссионная линейчатая корона
эмиссионная оболочка
мощная вспышка
генерация энергии (Солнца)
уярчение, корональное
эфемерная область
экваториальная электроструя
экваториальный слой Es
экваториальный луч
изолинии
область Е
эруптивный протуберанец
всплеск крайнего ультрафиолетового
излучения
ультрафиолетовая корона
флоккул в крайнем ультрафиолетовом
излучении
исчезающие волны
модель с испарением
эффект Эвершеда, обратный
развивающееся магнитное образование
основание экзосферы
экзосферные модели
взрывающаяся гранула
взрывная фаза
дополнительный нагрев (короны)
факел, фотосферный
факел, полярный
факельная гранула
факельная точка
семейство активных областей
опахала
фарадеевская деполяризация
фарадеевское вращение
быстр о дрейфующий всплеск
быстродрейфующий шумовой всплеск
быстрые выбросы
быстрые явления (в короне)

212
fast shock (solar wind) 13o7
F-corona 6.1, local 6O15
fibre burst 11.20, [53]
fibrils 7.13, [22, 25, 26]
field transition arches 7.13, [26]
filament, ascending 10o7
filament, dark coronal 6»6
filament, dark plage 10„1, [25]
filament, magnetic 3,11
filament, pen umbra 1 8» 13, [29]
filament (solar wind) 13..7
filament, type А, В 10о4
filament, winking 10o6
filament associated flare 9»10
filament cavity 6,5, [19]
filament channel 7Л1, [25]
filigree 8.2 ,[30]
filter (birefringent, Lyot — Ohman9 Sols,
universal) 4o20
filtergram 420
flaming aurora pj 14o40
flare area (measured9 corrected apparent)
9,3
flare-associated phenomena 9,13
flare blast wave 9,14
flare class 9.4
flare core (X-rays) 9» 16
flare ejection 9.13, 10.8
flare importance (optical 9,4, X-ray 9,16)
flare index, comprehensive 9,5
flare kernel 9.7
flare-like brightening 9,10, [34]
flare loops 10.11, [32, 48]
flare mechanism 9,21
flare radiation dosage 9.20
flare spray 10.10, [47]
flash burst 11.22
flash phase 9.6, [32]
flattening (corona) 6.2
flickering aurora p2 14.40
flocculi 4.10, [8]
fluctuation 11.24
fluid models 13.2
быстрая ударная волна (в солнечном
ветре)
F-корона, локальная
всплеск-волокно
фибриллы, волоконца
система соединительных арок
волокно, поднимающееся
волокно, темное корональное
волокно, темное флоккульное
волокно, магнитное
волокно полутени
волокно (солнечного ветра)
волокно типа А, В
волокно, колеблющееся
вспышка, связанная с во.локном
полость вокруг волокна
канал волокна
филигрань
фильтр
(интерференционно-поляризационный, Лио - Эмана, Шольца,
универсальный)
фильтрограмма
пламенное полярное сияние рг
площадь вспышки (измеренная,
исправленная видимая)
явления, связанные со вспышкой
вспышечная взрывная волна
класс вспышки
ядро вспышки (в рентгеновском
диапазоне)
вспышечный выброс
балл вспышки (оптический,
рентгеновский)
индекс вспышки, обобщенный
ядро вспышки
вспышкообразное уярчение
вспышечные петли
механизм вспышки
мощность дозы облучения при вспышке
вспышечный спрэй
вспышечный (кратковременный) всплеск
флаш-фаза вспышки
сплюснутость (короны)
мерцающее полярное сияние р2
флоккулы
флуктуация
жидкостные модели

213
flufcule 3.9, [3]
follower spot 7.6
Forbush decrease 13.5
foreward shock 13.4
fountain, magnetic 6.10
fountain (prominence) 10.3
Fraunhofer corona 6.1
Fl> F2 region 13.23
frequency spreading 14.24
/-spot 7.6
Gamma rays (flare) 9.19
gegenschein 13.12
general magnetic field 3.1
geomagnetic bay 14.31
geomagnetic coordinates 14.2
geomagnetic field 14.1
geomagnetic indices (aa, Aa, am, Am,
ap, Ap, K, Km, Kp, improved Кр, С,
Ci, Cp, C9) 14.3
geomagnetic latitude, longitude 14.2
geomagnetic poles 14.1
geomagnetic storm 14.10
geomagnetic tail, ge о magneto tail 14.30
geomagnetic time 14.2
giant cells 2.10
y-mechanism 12.10
Goldreich — Schubert — Fricke
instability 1.2
gradual rise and fall (burst) 11.3, [11.2]
gradual SWF (GSWF) 14.18
grain, bright pen umbra 1 8.13, [29]
grain, chromospheric 4.12
grains continuous emission 7.14
granulation, abnormal 4.6
granulation, chromospheric 4.12
granulation, photospheric 4.6, [4]
granulation, urn bra 1 8.9
granule 4.6, [4]
granule, plage 7.12
grating cross 11.28
grating interferometer 11.28
grating radio telescope 11.27
gravity waves, internal 12.16
grazing-incidence optics 5.5
флюксула (магнитный элемент)
хвостовое пятно
форбуш-понижение
прямая ударная волна
фонтан, магнитный
фонтан (протуберанец)
фраунгоферова корона
частотная диффузность
/-пятно
гамма-излучение (вспышки)
противосияние
общее магнитное поле
геомагнитная бухта
геомагнитные координаты
геомагнитное поле
геомагнитные индексы (a a, Aa, am,
Am, ар, Ар, Кт, Кр, улучшенный Кр,
Сг>Ср,С9)
геомагнитная широта, долгота
геомагнитные полюса
геомагнитная буря
геомагнитный хвост
геомагнитное время
гигантские ячейки
у-механизм
неустойчивость Голдрайха -
Шуберта — Фрике
постепенный подъем и спад (всплеска)
постепенное затухание на коротких
волнах
зерно полутени, яркое
зерно, хромосферное
зерна непрерывного излучения
грануляция, аномальная
грануляция, хромосферная
грануляция, фотосферная
грануляция в тени
гранула
гранула, флоккульная
многоэлементный крестообразный
интерферометр
многоэлементный интерферометр
многоэлементный радиотелескоп
гравитационные во.лны, внутренние
оптика косого падения

214
great burst (microwave) Ilo3, lid5
ground-level effect, GLE 9.20
y-spotgroup 7ol6
gyro radiation 11.34
gyro-resonance absorption 11O33
gyro-synchrotron radiation Ilo34
Hale cycle 2.2
Ha flare 9.2
Hanle effect 12.4
hard X-ray flare 9.17
Harris instability 11.36
hedge row prominence 10„3, [43]
heliomagnetic neutral sheet 13.9
heliopause 13.8
heliosphere 13» 8
helium-rich shell 13o5
helmet streamer 6.1
herringbone structure 11 «9
high-speed streams (solar wind) 13.4
hiss (auroral, mid-latitude 14=34,
VLF 14,35)
homologous flares 9.11
hook burst 11.11
hot core 9o7
Hyder's mechanism 9o10
Impulsive burst, X-ray 9.17
impulsive flare 9.6
impulsive fase 9.6
incidence (of aurora) 14o35
inclination 14O2, [14.1]
inclusions 7»9
inelastic assumption 1.7
infall-impact mechanism 9.10
initial phase (geomagnetic storm), IP
14.10,14.12
inner belt protons 14.32
inner cell dots 4.12
inner K-corona transients 6.14
inner network field 3.7, [3]
inner plasma sheet 14.30
inner radiation belt 14.32
in situ flare 9.8
interaction region 13.4
intercombination line 5.3
большой всплеск (микроволновый)
эффект на уровне земной поверхности
группа пятен типа у
гироиз.лучение
гирорезонансное поглощение
гиросинхротронное излучение
цикл Хей.ла
вспышка в На
эффект Ханле
жесткая рентгеновская вспышка
неустойчивость Харриса
протуберанец типа "живая изгородь"
гелиомагнитный нейтральный слой
гелиопауза
ге.лиосфера
гелиевая об.ласть
шлем обидный луч
елочная структура
высокоскоростные потоки (солнечного
ветра)
шипение (аврорцльное, среднеширот-
ное, ОНЧ)
гомологические вспышки
крючкообразный всплеск
горячее ядро
механизм Хайдера
импульсный всцлеск, рентгеновский
импульсная вспышка
импульсная фаза
область охвата (полярного сияния)
наклонение
вкрапления
неупругое приближение
механизм выпадения к соударения
начальная фаза (геомагнитной бури)
протоны внутреннего лояса
точки внутри ячейки
транзиенты во внутренней К-короне
внутреннее по.ле сетки
внутренний плазменный слой
внутренний радиационный пояс
вспышка in situ
об.ласть взаимодействия
интеркомбинационная линия

215
inter granular lanes 4O6, [4]
intergranular space 4o6
interior, solar Id, [1.1]
intermediate-drift burst 11.20, [53]
internal rotation le2
international index Ci 14o3
interplanetary magnetic field 13d, 13o9
interspicular region 4d4
interstellar wind 13o8
intersystem lines 5O3
invariant latitude 14o27
inv.erse Evershed effect 7d3
inversion line (magnetic) 7„20, [21]
invisible flare 9„20
invisible spot 7«9
ionogram I4d5
ionosonde 14d5
ionosphere 14d5
ionospheric substorm 14.31
ion whistlers 14o33
irregular pulsations (TPDP, IPIP) 149
isoclines, isoclinic lines 14o2
isodynamic lines 14o2
isogones, isogonic lines 14o2
isomagnetic lines, map 14o2
J-burst 1ЫЗ [52]
K-corona 6d
K-coronameter 6ol 6
K-corona transients 6.14
K, Kp index 14.3
к-mechanism 12.10
K-plage index 7=17
Lambdameter 3.16
Landau damping 11.32
Langmuir wave 11.39
large-scale circulation (photospheric)
2.10
large-scale magnetic field 3.3
large streamer 6.2
leader (spot) 7O6
Leighton model (solar cycle) 2.4
level crossing interference 12O4
межгрануляционные полосы
межгрануляционное пространство
внутренние слои Солнца
всплеск с промежуточным дрейфом
внутреннее вращение
международный индекс Сг-
межпланетное магнитное поле
межспикульная область
межзвездный ветер
интерсистемные, интеркомбинационные
линии
инвариантная широта
обратный эффект Эвершеда
линия инверсии (магнитная), линия
обращения магнитного поля
невидимая вспышка
невидимое пятно
ионограмма
ионозонд
ионосфера .
ионосферная суббуря
ионные свисты
иррегулярные пульсации (КУП)
изоклины, .линии равного наклонения
изодинамы
изогоны, линии равного склонения
карта изомагнитных линий
J-образный всплеск
К-корона
К-коронометр
транзиенты в К-короне
индекс К, Кр
к-механизм
индекс кальциевых (К) флоккулов
лямбдаметр
затухание Ландау
волны Ленгмюра
крупномасштабная циркуляция (фото-
сферная)
крупномасштабное магнитное поле
большой луч
лидер (пятно)
модель Лейтона (солнечного цикла)
интерференция пересекающихся
уровней

216
LHR whistler 14.33
light bridge 8.12
Lighthill mechanism 12e5
limb brightening (radio) 11.1
limb flare 9.12, [35]
limb redshift 4.5
line contrast 12.2
line control 12.6
line gap 8.4
lobe-sweeping interferometer 11.28
local F-corona 6.15
long-term variations 13.11
loop prominence system, loop tunnel
10.11
loops, coronal 6.9, [18]
loss cone 11.36
loss-cone instability 11.36
L parameter 14.27
L variations 14.6
Lyot coronograph 6.16 '
Lyot filter 4.20
Macrospicule 4.15
macroturbulence 12O7
magnetic arcades (high, low) 6.11
magnetic arches 6.11
magnetic bottle 11.36
magnetic buoyancy 12.8
magnetic element (photospheric) 3.9,
13]
magnetic elements (geomagnetic) 14.2,
[14.1]
magnetic field, general 3.1
magnetic field, large-scale 3.3
magnetic field, polar 3.2
magnetic filament 3.11
magnetic flux inflow (outflow) 8.5
magnetic flux rope 3.10
magnetic fountain 6.10
magnetic hill 3.8
magnetic knot 8.4
magnetic microturbulence 3.12
magnetic puka 3.6, [21]
magnetic region, unipolar 3.5
нижне-гибридные резонансные
свистящие атмосферики
световой мост
механизм Лайтхилла
уярчение на лимбе (в радиоизлучении)
лимбовая вспышка
лимбовое красное смещение
контраст линии
типы линии
пробел в линии
интерферометр с качающейся
диаграммой направленности
локальная F-корона
до,лгопериодные вариации
система петлеобразных протуберанцев,
петельный тоннель
петли, корональные
конус потерь
конусная неустойчивость
параметр L
L-вариации
коронограф Лио
фильтр Лио
макроспикула
макротурбулентность
магнитные аркады (высокие, низкие)
магнитные арки
магнитная бутылка
магнитная плавучесть
магнитный элемент (фотосферный)
магнитные элементы (геомагнитные)
магнитное поле, общее
магнитное поле, крупномасштабное
магнитное поле, полярное
магнитное волокно
втекание (вытекание) магнитного
потока
магнитный жгут
магнитный фонтан
магнитный холм
магнитный узел
магнитная микротурбулентность
магнитная пука
магнитная область, униполярная

М 217
magnetogram (geomagnetic) 146
magnetograph (solar) 3»14
magneto pa use 14o26
magnetosheath 1429
magnetosphere 14.26, [14o5]
magnetospheric cleft 14.26
magnetospheric coordinate systems
14.27
magnetospheric substorm 14o31
magnetospheric tail, magnetotail 14»30
main phase (geomagnetic storms) (MP)
14.10
major flare 9.4
mantle aurora 14» 41
M-arcs 14.39
mass ejection (corona) 13.5
Maunder minimum 2,3
maximum corona 6»2
maximum/minimum (solar activity) 2.1,
[2.1]
maximum plasma frequency*
/0 (£, Fl9 F2)1415
Mcllwain's coordinates 14.27
measured area (flare) 9.3
meridional flow 2.9
mesovelocittes 12.7
micro-flare 9.18
micropore 8.6
micropulsation 14»9, [14.2]
microturbulence 12.7
microturbulence, magnetic 3.12
microwave burst 11.3, 11.34, [11.2]
microwave pulsations 11.5
microwave type IV burst (1Уц) 11.15
mid-latitude hiss 14.34
mid-latitude red arcs 14.30
mini-burst 11.21
minimum corona 6Д
mini streamer 6.2
mirror points 14.32
missing flux 8.7
mixing-length theory 1.6
moat 8.5, [21]
mode coupling 11„37
Magel - Dellinger effect 14.18
monochromatic (red, green, jellow)
corona 6.8
магнитограмма (геомагнитная)
магнитограф (солнечный)
магнитолayза
магнитослой, переходная область
магнитосфера
магнитосферный клефт
магнитосферные системы координат
магнитосферная суббуря
магнитосферный хвост
главная фаза (геомагнитной бури)
большая вспышка
мантийное полярное сияние
М-дуги
выброс вещества (короны)
маундеровский минимум
максимальная корона
максимум, минимум (солнечной
активности)
максимальная плазменная частота
/о №. ^ V
координаты Мак-Илвейна
измеренная площадь (вспышки)
меридиональный поток
мезоскорости
микровспышка
микропора
микропульсация
микротурбулентность
микротурбулентность, магнитная
микроволновый всплеск
микроволновые пульсации
микроволновый всцлеск IV типа (IVц)
среднеширотное шипение
среднеширотные красные дуги
мини-всплеск
минимальная корона
мини-луч
зеркальные точки
дефицит потока
теория длины перемешивания
ров
взаимодействие мод
эффект Могель - Де.ллинджера
монохроматическая (красная, зеленая,
желтая) корона

218 М
More ton wave 9.14, [36]
mottles (bright, coarse, dark, fine)
4Л0 [9,25, 26]
mound (prominence) 10.3
moustache 7.14, [24, 27]
moving magnetic feature (MMF) 8o5,
[21]
moving type IV burst (TV mB) 11.15,
11.16,11.34, [57].
multielement interferometer 11.28
multichannel interferometer 11O28
multichannel spectrograph llo30
Narrow ray 6.3
neck 6o3
negative burst 11.4
network (chromospheric, enhanced)4o8
network (photospheric, white light)
47,[1,3]
network field, inner 3.7, [3]
neutral line 7olO
neutral sheet (magnetotail) 14.30
neutrinos, solar 1»4
night-time E region 14ol9
noise storm 11.6
non-ducted whistler 14.33
non-thermal velocities 12.9
north dip pole 14.2
nose frequency 14.33
nose whistlers 14.33
Oblateness 2.8
occurrence (aurora) 14.35
co-effect 2.4
one-fluid model 13.2
optical flare 9.2
oscillations (300s) 4.3, [12.2]
oscillations, short period 4.4
oscillations, umbral 8.11
outer belt protons 14.32
outer corona transient 6.14, [17]
outstanding occurrences 11.24
overshoot 12.11
overstability 12.10
волна Моретона
узелки (яркие, крупные, темные,
мелкие)
протуберанец типа "холм"
ус
движущиеся магнитные образования
перемещающийся всцлеск IV типа
многоэлементный интерферометр
многоканальный интерферометр
многоканальный спектрограф
узкий ,луч
"шея"
всплеск в поглощении
сетка (хромосферная, усиленная)
сетка (фотосферная, в белом свете)
поле сетки, внутреннее
нейтральная линия
нейтральный слой (в магнитосферном
хвосте)
нейтрино, солнечные
ночная Е-область
шумовая буря
неканализированный свистящий атмо-
сферик
не тепловые скорости
северный прлюс наклонения
носовая частота
носовые свистящие атмосферики
сплюснутость
частота появления (полярного сияния)
со-эффект
одножидкостная модель
вспышка в оптической области спектра
колебания (3 00 с)
колебания, короткопериодные
колебания (в тени пятна)
протоны внешнего пояса
транзиент во внешней короне
мощные события
проникающая конвекция, овершут
колебательная неустойчивость

219
Parallel-drifting bands 11.19, [53]
parasite 7,9
particle flare 9.20
patch aurora 14,36
pB-corona 6.16
Pel pulsations 14.9
PCA 14.17
penumbra 8.13, [29]
penumbra 1 filaments 8.13
penumbral waves 8.14
pep reaction 1.3
periodic VLF 14.34
permanent condensation 6.7, [5, 20]
Petchek's mechanism 9.21
phase-shifting interferometer 11.28
photosphere 4.2
Pil pulsations 14.9
plage, chromospheric 7.12
plage, coronal 7.12
plage, EuV7.12
plage, radio 7.12
plage, X-ray 7.12
plage couloire 7.11, [25]
plage filament 10.1, [25]
plage flare 9.8
plage granule 7.12
plagettes 4.8
planetary character index, daily Cp 14.3
planetary index Kp 14.3
plasma hypotheses 11.38
plasmapause 14.28
plasma sheet (inner, distant) 14.30
plasmasphere 14.28
plasmasphere bulge 14.28
plasma wave 11.39
plateau formation 11.40
polar cap 14.26, 14.37
polar cap absorption (PCA) 9.20, 14.17
polar chorus 14.34
polar coordinates 14.27
параллельно- дрейфующие полосы
включения
вспышка с выбросом частиц
пятно прлярного сияния
рВ-корона
пульсации Pel
поглощение в полярной шапке (ППШ)
полутень
волокна прлутени
волны в полутени
реакция pep
периодические ОНЧ
постоянная конденсация
механизм Печек а
интерферометр с фазовым сдвигом
фотосфера
пульсации Pi 1
хромосферный флоккул
корона,льный флоккул, корональная
конденсация, активная область в
короне
флоккул (активная область) в крайнем
ультрафиолетовом диапазоне
радиофлоккул, локальный
радиоисточник
рентгеновский флоккул, рентгеновская
корональная конденсация
флокку льный коридор
флокку льное волокно
флокку.льная вспышка
флоккульная гранула
микрофлоккулы
планетарный характеристический
суточный индекс С.
планетарный индекс Кр
плазменная гипотеза
цлазмопауза
плазменный слой (внутренний,
удаленный)
плазм осфера
плазм осф ер ная выпуклость
плазменная волна
образование цлато
полярная шапка
поглощение в полярной шапке (ППШ)
полярные хоры
полярные координаты

220
polar crown 10,5, [44]
polar cusp 14o26
polar faculae 8.3
polar glow aurora 14»41
polar magnetic field 3.2, [l]
polar plumes 6.4, [10, 12]
polar rays 6O4
polar wind 14O26
porcupine structure 4.11, [9, 26]
pore 8.6, [30]
post-burst decrease 11.4
post-burst increase 11.3
post-Иаге loops 9,13, [32, 48]
precursor (burst) 11.3
preferred longitude 7.3
pre flare 9.6
preflare activation 9» 13
preheating 9.6
primary reverse impulse SSC* (PRI) 14.11
prominence (active, active region,
quiescent) 10.1, 10.4, [43]
prominence (ascending, eruptive) 10.7,
[46]
prominence classification 10.2
prominence flare 9.10
prominence spray 10.10
prominence zone (polar, royal) 10.5
proper motion (sunspot) 7.7
proton flare 9.20
proton-proton chain 1.3
protonosphere 14.23
pseudo-trapped particles 14.32
p-spot 7.6
puka 3.6
pulsating aurora p-^ 14.40
pulsating structure (type IV) 11.17, [53]
pulsations (irregular, micro. Pel, Pil)
14.9
pulsing aurora 14.40
Quasi-linear relaxation 11.40
quiescent prominence 10.1,10.4, [43]
quiet day (geomagnetic) 14.6
quiet homogeneous arcs, bands 14.36
полярная корона
полярный касп
полярный факел
свечение полярной шапки
полярное магнитное поле
полярные щеточки
полярные лучи,
полярный ветер , .
структура типа "дикобраз"
пора
послевсплесковый спад
послевсплесковое возрастание
послевспышечные петли
предвестник (всплеск)
предпочтительная долгота
предвспышка
предвспышечная активизация
предварительный нагрев
предварительный обратный импульс
протуберанец (активный, активной
области, спокойный)
протуберанец (поднимающийся,
эруптивный)
классификация протуберанцев
вспышка, связанная с протуберанцем
спрэй (-протуберанец)
зона протуберанцев (полярная,
королевская)
собственное движение (солнечного
пятна)
протонная вспышка
протон-протонная цепочка
протоносфера
квазизахваченные частицы
£>-пятно
пука
пульсирующее полярное сияние рх
пульсирующая структура (всплеска
IV типа)
пульсации (иррегулярные,
микропульсации, Pel, Pil)
изменяющееся полярное сияние
квазилинейная релаксация
спокойный протуберанец
спокойный день (геомагнитный)
спокойные однородные дуги, полосы

221
quiet radio Sun 11.1, [ll»l]
quiet Sun 4d, [3, 4, 7]
quiet-time ring current 1413
Radiation belts 14.32
radio aurora 14o35
radio continuum 11Л
radiohelio graph 1L27
radio interferometer 11 «28
radio plage 6.7, [206]
radio polarimeter 11O29
radio spectrograph 11.30
radio Sun 11„1
radio telescope (solar) 1L27
ram pressure (solar wind) 13.8
range spreading 14»24
rays (coronal), narrow 6»3
rays, polar 6,4
Razin effect 1L41
recovery phase (RP) 14.10, 14.13
red-asymmetry 9.2
relative number (spots) 7O17
reverse drifting pair lloll
reverse shock 13o4
rift боб, [14]
ring current (asymmetric, quiet-time9
storm-time) 14ol3
riometer 14»17
Rosenberg — Coleman effect 13»9
rosette 4oll, [26]
rotation, Carrington 2.7
rotation, convective zone 2»6
rotation, differential 2»5, [2»3]
rotation, internal 1»2
rotational braking 12O12
rotational discontinuity 13o7
SAR arcs 14.19
satellite lines 5,4
satellite sunspot 7„9
scattering (radio) 1L42
scintillation (VHF, GHF) 14o24
S-compo'nent 11 „2
SC, SSC 1410, 14.11
спокойное Солнце (в радиодиапазоне)
спокойное Солнце
спокойный кольцевой ток
радиационные пояса
радиоаврора
радиоконтинуум
радиогелиограф
радиоинтерферометр
радиофлоккул, локальный
радиоисточник
радиополяриметр
радиоспектрограф
Солнце в радиодиапазоне
радиотелескоп (солнечный)
динамическое давление (солнечного
ветра) ^
пространственная диффузность
лучи (корональные), узкие
лучи, полярные
эффект Разина
фаза восстановления
красная асимметрия
относительное число (пятен)
пара с возвратным дрейфом
обратная ударная волна
трещина
кольцевой ток (асимметричный, спо- .
койный, во время бури)
риометр
эффект Розенберга — Колмена
розетка
вращение кэррингтоновское
вращение конвективной зоны
вращение, дифференциальное
вращение, внутреннее
замедление вращения
вращательный разрыв
субвизуальные авроральные красные
дуги
сателлитные линии
солнечные пятна-сателлиты
рассеяние* (радиоизлучения)
мерцания (УВЧ-, СВЧ-)
S -компонент
внезапное начало (бури)

222
screw-like structure 6.3
SDEsq 1420
Sp variation 14.6
SE coordinates 14,27, [146a]
sector boundary 13.9
sector structure (interplanetary) 13.9
sector structure (photospheric) 3.4
secular variation (geomagnetic) 14.6
semi-annual variation 14o8
sharp-edge streamer 6.3, [10]
short irregular pulsation (SIP) 14.9
short-wave fade-out (SWF) 1418
simple burst 11.24
single burst 11,3
single loop lOoll
sink term 12.13
slow-drift burst 11,9
slow flare 9.2
slowly varying component 1L2
solar activity 7.1
solar breeze 13Л
solar cycle 2.1
solar cycle model (Babcock, Leighton)
2.4
solar eclipse effect 14.22
solar ecliptic coordinate system 14.27,
[14.6a]
solar flare 9.1
solar flare effect (Sfe) 14.22
solar interior 1.1, [l.l]
solar magnetic system 14.27, [14.6b]
solar magnetospheric system 14.27
(GSM or SM system) 14.27, [14.66]
solar spoon 1.4
solar vortex 7.13, [20b]
solar wind '13.1
solar wind models (evaporative, exosphe-
ric, one-fluid, two-fluid) 13.2
Sole filter 4.20
solitones 14.33
sonagram 14.33
sonic point 13.1
source function 12.13
винтообразная структура
внезапное исчезновение
экваториального слоя Es
SD -вариация
солнечно-эклиптические координаты
секторная граница
секторная структура (межпланетная)
секторная структура (фотосферная)
вековая вариация (геомагнитная)
полугодовая вариация
луч с резким краем
короткопериодные иррегулярные
пульсации
коротковолновое затухание
простой всплеск
одиночный всплеск
одиночная петля
член оттока (в функции источника)
медленно дрейфующий всплеск
медленная вспышка
медленно меняющийся компонент
солнечная активность
солнечный бриз
ерлнечный цикл
модель солнечного цикла (Бэбкока,
Лейтона)
эффект солнечного затмения
солнечно-эклиптическая система
координат
солнечная вспышка
эффект солнечной вспышки
внутренние слои Солнца
солнечно-магнитная система
солнечно-магнитосферная система
солнечный "черпак" (механизм
перемешивания)
солнечная вихревая структура
солнечный ветер
. модели солнечного ветра (с
испарением, экзосферная, одножидкостная,
двухжидкостная)
фильтр Шольца
солитоны
сонаграмма
звуковая точка
функция источника

223
source term 12«13
south dip pole 14.2
spaghetti model 13» 7
spatial gradient (solar wind) 13olO
spectral diagram 1L25, [1L16]
spectroheliogram 4.19
spicule 413, [6]
spike burst 11.22
spikes, coronal 6o4
spin-down Io2
split bands (type IT) 11.9, [50]
split-pair bursts 11O14
sporadic condensation 6.7, [18]
sporadic E (Es) 14o20
Sporer's law 2.1
spot classification, Mt. Wilson 7„16
spot classification, Zurich 7.6, [7ol]
S^-current system 14.6
spray 10.10, [47]
spread F 14.24
Sq augmentation (Sqa) 14.22
Sq focus 14o6
Sq variation 14.6
stability, dynamical 12.3
stable auroral red arc 14o39
standard solar model 1.1
standing bow shock 14O26
stationary type TV (IVmA) 11.15
statistic equilibrium (SE) 12.14
stereo experiment 11..26
Stokesmeter 3.15
s to mi burst 11.8, [49]
storm sudden commencement (SSC)14olO
14.11, [14.3]
storm-time ring current 14ol3
storm-time variation index Dst 14.4
storm variation D 14o4
streamer (coronal) 6.3
streaming aurora 14o40
stria bursts, chains of 11.14, [55]
subflare 9.2, 9.4
substorm 14.31, [14.8]
sudden commencement (SC) 14.10,14oll
член притока (в функции источника)
южный полюс наклонения
волокнистая модель
пространственный градиент
(солнечного ветра)
спектральная диаграмма
спектрогелиограмма
спикула
спайк (вспышечный всплеск)
корональный выступ
внутреннее торможение
расщепленные полосы (тип II)
всплески типа расшецленных пар
спорадическая конденсация
спорадический слой Е (Es)
закон Шпёрера
классификация пятен, маунт-вильсо-
новская
классификация пятен, цюрихская
токовая система S&
спрэй (вспышка, протуберанец)
диффузный слой F
усиление S
фокус Sq
вариация Sq
динамическая устойчивость
устойчивые авроральные красные
Дуги
стандартная солнечная модель
стоячая ударная волна
стационарный всплеск IV типа (IVmA)
статистическое равновесие
эксперимент "Стерео"
стоксметр
шумовой всплеск
внезапное начало бури
кольцевой ток бури
индекс вариации бури Dst
вариация бури D
стример, луч (корональный)
струящееся полярное сияние
стриа-всплески, цепочки стриа-всплес-
ков
субвспышка
суббуря
внезапное начало (бури)

224
sudden disappearance 10»?, [46]
sudden impulse (SI) 1414
sudden ionospheric disturbance (SID,
SWF, SSWF, GSWF, SPA, SEA) 14.18
sudden SWF (SSWF) 14.18
sunspot8.7, [29]
sunspot component (radio) 11.2
sunspot cycle 2.1, [2.1]
sunspot group 7.6, [20a]
supergranulation 4.9
superpenumbra 7O13, [26]
surface aurora 14o36
surge 10.9,.[45]
sweeping skirt model 9.14
Sweet's mechanism 9.21
swept-frequency technique llo30
synchrotron radiation 11O34
Tadpole 11.21,.. [57J
tangential discontinuity 13.7
T-corona 6ol5
temperature minimum 4.2
thermal flare 9.2, [31]
thermodynamic equilibrium, local (LTE),
non-local (NLTE) 12.4
threadlike streamer 6.3
threads 7.13
throat 6.3
topside sounder 14.15
tornado prominence 10.3
transients (coronal, inner K-corona,
monochromatic, outer corona) 6.14
transition line 7.10
transition region 5.1
travelling ionospheric disturbance (ТШ)
14.25
tree, trunk (prominence) 10.3
turbulence 12.15
27-day variations (geomagnetic) 14.7
two-fluid model (solar wind) 13.2
two ribbon flare (two-strand flare) 9.9,
[32]
type А, В aurora 14.36
type А, В filament 10.4
внезапное исчезновение
внезапный импульс
внезапное ионосферное возмущение
внезапное коротковолновое затухание
солнечное пятно
компонент (радиоизлучения), связанный
с пятнами
цикл солнечных пятен
группа солнечных пятен
супергрануляция
суперполутень
поверхностное полярное сияние
сердж (выброс)
модель "подметающей юбки"
механизм Свита
аппаратура сканирования частоты
синхротронное излучение
"головастик"
тангенциальный разрыв
Т-корона
температурный минимум
тепловая вспышка
термодинамическое равновесие,
.локальное (ЛТР), нелокальное (НЛТР)
нитевидный луч
нити
горловина
ионозонд для зондирования сверху
протуберанец типа "торнадо"
транзиенты (корона льный, во
внутренней К-короне, монохроматический,
во внешней короне)
линия перехода
переходная область
перемещающееся ионосферное
возмущение
протуберанец типа "дерево", "ствол
дерева"
турбулентность
27-дневные вариации (геомагнитные)
двухжидкостная модель (солнечного
ветра)
двух ленточная (двух ниточная) вспышка
полярное сияние типа А, Б
волокно типа А, В

w
225
type I burst 11.8, [49]
type I burst chain 11.3
type I storm 11.6, [49]
type 2 irregularity 14.21
type П burst 11.9, [50, 51]
type III buret 11.12, [52]
type ШЬ burst 11.14, [56]
type IV absorption 11.17, [53]
type IV burst 11.15, [53, 11.3, 57]
type IV continuum 11.7
type TV pulsating structure 11.18, [53]
type V burst 11.23, [59]
U-burst 11.13, [54]
umbra 8.8, [30]
umbral dots, granulation 8.9
umbral flashes 8.10
umbral oscillations 6.11
unipolar magnetic region 3.5
universal (birefringent) filter 4.20
upper hybrid frequency 11.39
Van Allen belts 14.32
veil aurora 1436
VLF chorus 14.35
VLF emission 1434
VLF hiss 14,35
void (coronal) 6.6
Warped current sheet 13.9, [13.1]
wave tunneling 12.17
waves (acoustic, evanescent, internal,
gravity) 12.16, [12.1]
waves (solar wind) 13.6
wheat field pattern 4.13
whiskers 4.12
whistlers (ducted, non-ducted) 14.33
white light corona 6.1, [10]
white light flare 9.15, [37]
wiggly lines 4.6, 5
Wilson effect 8.16
winking filament 10.6
winter anomaly 14.23
Wolf number 7.17
Wolter telescope 5.5
всплеск I типа
цепь всплесков I типа
буря I типа
иррегулярность 2-го типа
всплеск П типа
всплеск III типа
всплеск типа ШЬ
область поглощения во всплеске IVтипа
всплеск IV типа
континуум IV типа
пульсирующая структура IV типа
всплеск V типа
U-образный всплеск
тень
точки в тени, грануляция в тени
вспышки в тени_
колебания в тени
униполярная магнитная область
универса,льный (интерференционно-
поляризационный) фильтр
верхняя гибридная частота
пояса Ван Аллена - Вернова
вуаль
УНЧ-хоры
УНЧ-излучение
УНЧ-шипение
пустота (корональная)
гофрированный токовый слой
туннельный эффект для волн
волны (звуковые, исчезающие,
внутренние, гравитационные)
волны (в солнечном ветре)
структура "пшеничное поле"
"бакенбарды"
свистящие атмосферики
(канализированные, неканализированные)
белая корона
белая вспышка
покачивающиеся .линии
эффект Вильсона
колеблющееся волокно
зимняя аномалия
число Вольфа
телескоп Уолтера
18-353

226
X-ray burst 9Л6 рентгеновский всплеск
X-ray corona 6o10, [19] рентгеновская корона
X-ray flare 9.16 рентгеновская вспышка
X-ray kernel 9e7 рентгеновское ядро
X-ray plage 6„7, [19] рентгеновский флоккул,
рентгеновская корональная конденсация
Zebra pattern 11.19, [53] зебра-структура
zero line 7'e10 нулевая линия
zodiacal light 6„1, 13„12 зодиакальный свет
Zurich spot classification 7„6, [7о1] цюрихская классификация пятен
Zurich sunspot numbers 7„17 цюрихские числа пятен

УКАЗАТЕЛЬ РУССКИХ ТЕРМИНОВ
Авроральная суббуря 14.31
авроральное шипение 14.34
авроральные иррегулярные пульсации
14.9
авроральный слой Е 14.20
адиабатические инварианты 14.32
азимутальный компонент скорости
(солнечного ветра) 13.3
активизация волокна 9.13, 10.6, [33]
активизация предвспышечная 9.13
активная долгота 7.3
активная область 7.2, [1, 2, 19, 20]
активная область, магнитная
классификация 7.15
активность солнечная 7 1
активный протуберанец 10.1
акустическая частота обрезания 12.16
акустические волны 12.16,[12.2]
аномальная дисперсия 12.1
аппаратура сканирования частоты 11.30
аркады магнитные 6.11
арки магнитные 6.11
арки связывающие солнечные пятна
7.13, [26]
асимметричный кольцевой ток 14.13
атмосферики 14.33
"Бакенбарды" 4.12
балл вспышки 9.4, 9.16
белая вспышка 9.15, [37].
белая корона 6.1, [10]
большая вспышка 9.4
большой всцлеск (микроволновый)
11.13,11.15
большой луч 6.2
бомба 7.14, [27]
бомба Э.ллермана 7.14, [27]
брэгговский кристаллический
спектрометр 5.6
буря в декаметровом диапазоне 11.6
auroral substorm
auroral hiss
auroral irregular pulsations, AIP
auroral F
adiabatic invariants
azimuthal velocity component (solar
wind)
filament activation
activation, preflare
active longitude
active region
active region, magnetic classification
activity, solar
active prominence
acoustic cut-off frequency
acoustic waves
anomalous dispersion
swept-frequency technique
arcades, magnetic
arches, magnetic
field transition arches
asymmetric ring current
atmospherics
whiskers
flare importance
white light flare
white light corona
major flare
great burst (microwave)
large streamer
bomb
Ellerman bomb
Bragg crystal spectrometer
decameter storm

228
буря I типа 11.6 type I storm
быстрая ударная волна (в солнечном fast shock (solar wind)
ветре) 13.7
быстродрейфующий всплеск 11.12, [52] fast-drift burst
быстродрейфующий шумовой всплеск fast-drift storm burst
11.10
быстрые явления (в короне) 6.14 fast events (corona)
Вариации активности долгопериодные
2.3
вариация бури D 14.4
вариация Sq 14.6
вековая вариация (геомагнитная) 14.6
верхняя гибридная частота 11.39
взаимодействие мод 11.37
взаимосвязь активных областей 6.11
взрывающаяся гранула 4.6
взрывная волна (в солнечном ветре)
1.3.7
взрывная волна (вспышечная) 9.14
взрывная фаза 9.6
видимая цлощадь (вспышки) 9.3
винтообразная структура 6.3
включения 7.9
вкрапления 7.9
внезапное ионосферное возмущение
14.18
внезапное исчезновение 9.10, 10.7,
[46]
внезапное исчезновение
экваториального слоя Es 14.20
внезапное коротковолновое затухание
14.18
внезапное начало бури 14.10, 14.11,
[14.3]
внезапный импульс 14.14
внутреннее вращение 1.2
внутреннее поле сетки 3.7, [3]
внутреннее торможение 1.2
внутренние слои Солнца 1.1
внутренний плазменный с.лой 14.30
внутренний радиационный пояс 14.32
возмущенный день 14.6
волна Моретона 9.14, [36]
волны 12.16, [12.1]
волны в полутени 8.14
волны (в солнечном ветре) 13.6
activity variations, long-term
storm variation D
Sq variation
secular variation (geomagnetic)
upper hybrid frequency
mode coupling
active region interconnection
exploding granule
blast wave (solar wind)
blast wave (flare)
explosive phase
apparent area (flare)
screw-like structure
parasite
inclusions
sudden ionospheric disturbance, SID
disparition brusque, sudden disappea
ranee
SDEsq
sudden SWF, SSWF
storm sudden commencement, SSC
sudden impulse
internal rotation
inner network
spin-down
solar interior
inner plasma sheet
inner radiation belt
disturbed day
More ton wave
waves
penumbra 1 waves
waves (solar wind)

в
229
волны Ленгмюра 11.39
волокнистая моде,ль 13.7
волокно колеблющееся 10.6
волокно магнитное 3.11
волокно поднимающееся 10.7
волокно полутени 8.13, [29]
волокно (солнечного ветра) 13.7
волокно темное коронзльное 6.6
волокно темное ф.локкульное 10.1 [25]
волокно типа А, В 10.4
волоконца 7.13, [22, 25, 26]
восьмидесятилетний цикл 2.3
вращательный разрыв 13.7
вращение внутреннее 1.2
вращение дифференциальное 2.5, [2.3]
вращение (конвективной зоны) 2.6
вращение кэррингтоновское 2.7
всцлеск-волок но 11.20, [53]
всплеск в поглощении 11.4
всцлеск крайнего ультрафиолетового
излучения 9.78
всплеск с промежуточным дрейфом
11.20, [53]
всцлеск типа III b 11.4, [56]
всцлеск I типа 11.8
всцлеск II типа 11.9, [50, 51]
всцлеск III типа 11.12, [52]
всплеск IV типа 11.15, [53, .57]
всцлеск V типа 11.23, [59]
всцлески типа расщепленных пар 11.14
вспышечная взрывная волна 9.14
вспышечное ядро 9.7
вспышечноподобное уярчение 9.20,(34]
вспышечные петли 10,11, [32, 48]
вспышечный всплеск 11.22
вспышечный выброс 9.13, 10.8
вспышечный спрэй 10.10, [47]
вспышка в конфигурации Л 9.9
вспышка космических лучей 9.2 0
вспышка с выбросом частиц 9.20
вспышка, связанная с волокном 9.10
вспышка, связанная с протуберанцем
9.10
вспышка in situ 9.8
вспышка в тени 8:10
втекание магнитного потока 8.5
вуаль 14.36
Langmuir wave
"spaghetti" model
filament, winking
filament, magnetic
filament, ascending
filament, penumbral
filament (solar wind)
filament, dark coronal
filament, dark plage
type А, В filament
fibrils
eighty-year cycle
rotational discontinuity
rotation, internal
rotation, differential
rotation (convective zone)
rotation, Carrington
fibre burst
negative burst
EUV burst
intermediate-drift burst
type III b burst
type I burst
type II burst
type III burst
type IV absorption
type V burst
split-pair bursts
flare blast wave
flare kernel
flare-like brightening
flare loops
flash burst
flare ejection
flare spray
configuration A flare
cosmic ray flare
particle flare
filament associated flare
prominence flare
in situ flare
umbral flashes
magnetic flux inflow
veil aurora

230 В
выброс вещества (короны) 13.5
выбросы (извержения) 9.13, 10.8
выдающиеся события (в
радиоизлучении) 11.24, [П.4]
высокоскоростные потоки (солнечного
ветра) 13.4
Гамма-излучение (вспышки) 9.19
ге.лиевая об.ласть 13.5
гелиомагнитный нейтральный слой 13.9
ге.лиопауза 13.8
гелиосфера 13.8
генерация энергии (Солнца) 1.3
геомагнитная буря 14.10
геомагнитная бухта 14.31
геомагнитная долгота 14.2
геомагнитная широта 14.2
геомагнитное время 14.2
геомагнитное поле 14.1
геомагнитные индексы 14.3
геомагнитные координаты 14.2
геомагнитные полюса 14.1
геомагнитный хвост 14.30
гигантские ячейки 2.10
гироизлучение 11.34
гирорезонансное поглощение 11.33
гиросинхротронное излучение 11.34
главная фаза (геомагнитной бури)
14.10, [14.3]
головастик" 11.21, [57]
головная ударная волна 13.4
гомологические вспышки 9.11
горловина 6.3
горячее ядро 9.7
гофрированный токовый слой 13.9,
[13.1]
гравитационные волны внутренние 12.6
гранула 4.6, [4]
гранула флоккульная 7.12
грануляция аномальная 4.6
грануляция в тени 8.9
грануляция фотосферная 4.6, [4]
грануляция хромосферная 4.12
группа пятен типа ос 7.16
группа пятен типа р 7.16
группа пятен типа у 7.1 6
группа солнечных пятен 7.6, [20а]
mass ejection (corona)
ejections
distinctive events (radio)
high-speed streams (solar wind)
gamma rays (flare)
helium-rich shell
heliomagnetic neutral sheet
heliopause
heliosphere
energy generation (solar)
geomagnetic storm
geomagnetic bay
geomagnetic longitude
geomagnetic latitude
geomagnetic time
geomagnetic field
geomagnetic indices
geomagnetic coordinates
geomagnetic poles
geomagnetic tail, geomagnetotail
giant cells
gyroradiation
gyro-resonance absorption
gyro-synchrotron radiation
main phase (geomagnetic storms)
"tadpole"
fore ward shock
homologous flares
throat
hot core
warped current sheet
gravity waves, internal
granule
granule, plage
granulation, abnormal
umbral granulation
granulation, photospheric
granulation, chromospheric
oc-spotgroup
p-spotgroup
y-spotgroup
sunspot group

231
Данные о солнечной активности
(публикации) 7.18
движущиеся магнитные образования
8.5, [21]
двухжидкостная модель (солнечного
ветра) 13.2
двухленточная вспышка 9.9, [32]
декабрьская аномалия 14.23
дефицит потока 8.7
дециметровый всцлеск IV типа 11.15
диагностическая диаграмма 12.17
диаграмма бабочек 2.1, [2.2]
динамическая спектрограмма 11.30
динамическая устойчивость 12*3
динамическое давление (солнечного
ветра) 13.8
динамо 2.4
дипольное время 14.2
дипольные геомагнитные координаты
14.2
дифференциальное вращение 2.5, [2.3]
диффузные стриа-всплески 11.4
диффузный слой F 14.24
диэлектронная рекомбинация 5.2
дневной касп 14,2 6, [14.7]
дневной участок овала полярных
сияний 14.26
долгопериодные вариации 13.11
доплеровский компенсатор ЗЛ4
дополнительный нагрев (короны) 13.2
дрейфующая пара 11.11
дрейфующий всплеск I типа 11.3
Елочная структура
Жесткая рентгеновская вспышка 9.17
жидкостные модели 13.2
Закон Шперера 2 Л
замедление вращения 12 Л 2
затухание Ландау 11.32
звуковая точка 13.1
зебра-структура 11,19, [53]
зеркальные точки 14.32
зерно полутени яркое 8.13, [29]
зерно хромосферное 4.12
зимняя аномалия 14.23
solar activity data (publications)
moving magnetic features, MMF
two-fluid model (solar wind)
two ribbon flare
December anomaly
missing flux
decimeter type TV burst
diagnostic diagram
butterfly diagram
dynamic spectrogram
dynamical stability
ram pressure (solar wind)
dynamo
dipole time
dipole geomagnetic coordinates
differential rotation
diffuse stria bursts
spread F
dielectronic recombination
days ide cusp
dayside auroral oval
long-term variations
Doppler compensator
external heating (corona)
drifting pair
drifting type I burst
herringbone structure
hard X-ray flare
fluid models
Sporer's law
rotational braking
Landau damping
sonic point
zebra pattern
mirror points
grain, bright penumbral
grain, chromospheric
winter anomaly

232
зодиакальный свет 6.1, 13.12
зона протуберанцев 10.5
зоны полярных сияний 14.37
Изгиб (извилина) 8.2
излучение околосолнечной пыли 6Л5
изменяющееся полярное сияние 14.10
измеренная площадь (вспышки) 9.3
изогоны (линии равного склонения)
14.2
изодинамы 14.2
изоклины (линии равного наклонения)
14.2
изолинии 14.2
импульсная вспышка 9.6
импульсный всцлеек рентгеновский
9.17
инвариантная широта 14.27
индекс авроральной электроструи АЕ
14.5
индекс вариации бури Dst 14.4
индекс вспышки обобщенный 9>5
индекс кальциевых (К) флоккулов 7.17
индекс AL 14.5
индекс A U 1.4.5
индекс Dst 14.4
индекс К 14.3
индексы активности 7.17
индексы Ci, Cp, С9 14.3
интенсивность полярного сияния 14.38
интеркомбинационная линия 5.3
интерсистемные (интеркомбинационные^
линии 5.3
интерференционно-поляризационный
фильтр 4.20
интерференция пересекающихся
уровней 12.4
интерферометр с качающейся
диаграммой направленности 11.2 8
интерферометр с фазовым сдвигом
11.28
ионные свисты 14.33
ионограмма 14.15
ионозонд 14.15
ионозонд для зондирования сверху
14.15
ионосфера 14.15
zodiacal light
prominence zone
auroral zones
crinkle
circum-solar dust emission
pulsing aurora
measured area (flare)
isogones (isogonic lines)
isodynamic lines
isoclines (isoclinic lines)
equilines
impulsive flare
impulsive burst, X-ray
invariant latitude
auroral electro jet index AE
storm-time variation index Dst
flare index, comprehensive
K-plage index
AL index
AU index
Dst index
К index
activity indices
Ci, Cp9 C9 index
auroral intensity
intercombination line
intersystem lines
birefringent filter
level crossing interference
lobe-sweeping interferometer
phase-shifting interferometer
ion whistlers
ionogram
ionosonde
topside sounder
ionosphere

К 233
ионосферная суббуря 14.31
иррегулярность второго типа 14.21
иррегулярные пульсации 14.9
исправленная площадь (вспышки) .9.3
исправленные геомагнитные
координаты 14.2
исчезающие волны 12.16, [12.2]
Канал волокна 7.11, [25]
канализированные свистящие атмосфе-
рики 14.33
канализированный спектр 4.20
карта изомагнитных линий 14.2
квазизахваченные частицы 14.32
квазилинейная релаксация 11.40
класс вспышки 9.4
классификация протуберанцев 10.2
классификация пятен маунт-виль-
соновская 7.16
классификация пятен цюрихская 7.6
КНЧ-излучение 14.34
когерентное нарастание волны 11.32
колебания (300 с) 4.3, [12.2]
колебания в тени пятна 8.11
колебания короткопериодные 4.4
колебательная неустойчивость 12.10
колеблющееся волокно 10.6
колпачковый протуберанец 10.3, [39]
кольцевой ток 14.13
кольцевой ток бури 14.13
кольцевой факел 7.13
комбинационное рассеяние 11.42
комплекс активности 7.3, [20а]
компонент радиоизлучения, связанный
с пятнами 11.2
конвективная зона 1.5
конвекция проникающая 12.11
континуум IV типа 11.7
контраст линий 12.2
конус потерь 11.36
конфигурация А, В (пятен) 7d6
координаты Мак-Илвейна 14.27
координаты солнечно-эклиптическйе
14.27, [14.6а]
координаты В -L 14.27
корона над активной областью 6.7
корональная арка 6.9
ionospheric substorm
type 2 irregularity
irregular pulsations, IPDP, IPIP
corrected area (flare)
corrected geomagnetic coordinates
evanescent waves
filament channel
ducted whistlers
channe 1 spe ctrum
isomagnetic lines, map
pseudo-trapped particles
quasi-linear relaxation
flare class
prominence classification
spot classification, Mt. Wilson
spot classification, Zurich
ELF emission
coherent wave growth
oscillations (300s)
umbral oscillations
oscillations,, short period
overs tability
winking filament
cap prominence
ring current
storm-time ring current
circumfacule
combination scattering
complex of activity
sunspot component (radio)
convection zone
convection, penetrative
type IV continuum
line contrast
loss cone
configuration А, В (spot)
Mcllwain's coordinates
SE coordinates
В — L coordinates
active region corona
coronal arch

234
корональная дыра 6.12, [19]
корональная конденсация постоянная
6.7, [15, 20]
корональная конденсация
спорадическая 6.7, [18]
корональная полость 6.5, [13]
корональное облако 10.3, [40]
корональное уярчение 6.7, [20г]
корональные выступы 6.4
корональные петли 6.9,[18, 19, 48]
корональные события 6,14
корональные яркие точки 6.13, [19]
корональный дождь 10.3, [4.1]
корональный луч (стример) 6.3
корональный пузырь 6.7
корональный транзиент 6.14
корональный флоккул. 7.12
корональный хлыст 6.14
коронограф Лио 6.16
коронограф с внешним затмением 6,17
коронометр 6.16
коротковолновое затухание 14.1 8
короткопериодные иррегулярные
пульсации 14.9
коэффициент эллиптичности короны 6.2
красная асимметрия 9*2
крест Хриотиансена 11.28
кристаллический спектрометр 4,20
критический радиус 13.1
критический уровень 13*2
кроссовер-эффект 3.13
кроше 14.22
крупномасштабная циркуляция (фото-
сферная)2оЮ
крупномасштабное магнитное поле 3,3
крючкообразный всплеск 11.11
куст (хромосферный) 4.11, [9]
кусты корональные 6.3
кэррингтоновское вращение 2 Л
Лидер (пятно) 7.6
лимбовая вспышка 9.12, [35]
лимбовое красное смещение 4.5
линия инверсии (магнитная.) 7.20, [21]
линия раздела (магнитная). 7.10
локальная геомагнитная система
координат 14.2, [14.1]
coronal hole
coronal condensation, permanent
coronal condensation, sporadic
coronal cavity
coronal cloud
coronal enhancement
coronal spikes
coronal loops
coronal events
coronal bright points
coronal rain
coronal streamer
coronal bubble
coronal transient
coronal plage
coronal whip
Lyot coronograph
coronograph, externally occulted
coronameter
short-wave fade-out, SWF
short irregular pulsation, SIP
ellipticity coronal, coefficient
red-asymmetry
Christiansen cross
crystal spectrometer
critical radius
critical level
crossover effect
crochet
large-scale circulation (photospheric)
large-scale magnetic field
hook burst
bush (chromospheric)
bushes, coronal
Carrington rotation
leader (spot)
limb flare
limb redshift
inversion line (magnetic)
dividing line (magnetic)
coordinate systems, local geomagnetic

М
локальная F-корона 6.15
луковица 6.3, [11]
луч (корональный) 6.3
луч над активной областью 6.3
луч с резким краем 6.3
лучи (корональные) узкие 6.3
лучи полярного сияния 14.36
лучи полярные 6.4
лямбдаметр 3.16
Магнитная бутылка 11.36
магнитная микротурбулентность 3.12
магнитная область униполярная 3.5
магнитная плавучесть 12.8
магнитная пука 3.6, [21]
магнитное волокно 3.11
магнитное поле крупномасштабное 3.3
магнитное поле общее 3.1
магнитное поле по.лярное 3.2
магнитные аркады 6.11
магнитные арки 6.11
магнитные элементы (геомагнитные)
14.2
магнитный жгут ЗЛО
магнитный узел 8.4
магнитный фонтан 6.10
магнитный холм 3.8
магнитный элемент (фотосферный)3.9
магнитограмма (геомагнитная) 14.6
магнитограф (солнечный) 3.14
магнитопауза 14.26
магнитослой 14.29
магнитосфера 14.26, [14.5]
магнитосферная суббуря 14.31
магнитосферные системы координат
14.27
магнитосферный клефт 14.26
магнитосферный хвост 14.30
макрос пику ла 4.15
макротурбулёнтность 12.7
максимальная корона 6.2
максимальная плазменная частота
14.15
максимум (солнечной активности) 2 Л
мантийное полярное сияние 14.41
маундеровский минимум 2.3
медленно дрейфующий всплеск 11.9,
[50]
local F-corona'
bulb
streamer (coronal)
active region streamer
sharp-edge streamer
rays (coronal), narrow
auroral rays
rays, polar
lambdameter
magnetic bottle
magnetic microturbulence
magnetic region, unipolar
mag;netic buoyancy
magnetic puka
magnetic filament
magnetic field, large-scale
magnetic field; general
magnetic field, polar
magnetic arcades
magnetic arches
magnetic elements (geomagnetic)
magnetic flux rope
magnetic knot
magnetic fountain
magnetic hill.
magnetic element (photospheric)
magnetogram (geomagnetic)
magnetograph (solar)
magnetopause
magnetosheath
magnetosphere
magnetospheric substorm
magnetospheric coordinate systems
magnetospheric cleft
magnetospheric tail, magnetotail
macrospicule
macroturbulence
maximum corona
maximum plasma frequency
maximum (solar activity)
mantle aurora
Maunder minimum
slow-drift burst

236 М
медленно меняющийся компонент 11.2
межгрануляционные полосы 4.6, [4]
международный индекс С{ 14.3
межзвездный ветер 13.8
межпланетное магнитное поле 13.1, 13.9
межспикульная область 4.14
мезоскорости 12,7
меридиональный поток 2.9
мерцания 14.24
мерцающее полярное сияние 14.40
механизм вспышки 9.21
механизм выпадения и соударения 9.10
механизм контраста 12.2
механизм Лайтхилла 12.5
механизм Печека 9.21
механизм Свита 9.21
механизм Хайдера 9.10
механизм Чепмена 14.22
микроволновые пульсации 11.15
микроволновый всплеск 11.3, 11.34,
[П.2]
микроволновый всплеск IV типа 11.15
микровспышка 9.18
микропора 8.9
микропульсация 14.9, [14.2]
микротурбулентность 12.7
микротурбулентность магнитная 3О12
микрофлоккулы 4.8
мини-всплеск 11.21
мини-луч 6.2
минимальная корона 6.2
многоканальный интерферометр 1L28
многоканальный спектрограф 11.20
многоэлементный интерферометр
11.28
многоэлементный крестообразный
интерферометр 11.28
многоэлементный радиотелескоп 11.27
модели с испарением 13.2
модели солнечного ветра 13.2
модель атмосферы 4.2
модель Бэбкока 2.4
модель Лейтона 2.4
модель "подметающей юбки" 9.14
модель солнечного цикла 2.4
монохроматическая корона 6.8
мощная вспышка 9.20
slow varying component
intergranular lanes
international index Ci
interstellar wind
interplanetary magnetic field
interspicular region
mesovelocities
meridional flow
scintillation
flickering aurora
flare mechanism
infall-impact mechanism
contrast mechanism
Lighthill mechanism
Petschek's mechanism
Sweet's mechanism
Hyder's mechanism
Chapman mechanism
microwave pulsations
microwave burst
microwave type IV burst (IV]a)
micro-flare
micropore
micropulsa.tion
microturbulence
microturbulence, magnetic
plagettes
mini-burst
mini-streamer
minimum corona
multichannel interferometer
multichannel spectrograph
grating interferometer
grating cross
grating radio telescope
evaporative models
solar wind models
atmospheric model
Babcock model
Leighton model
sweeping skirt model
solar cycle model
monochromatic corona
energetic flare

237
МОЩНОСТЬ ДОЗЫ облучения при ВСПЫШ- flare radiation dosage
ке 9.20
Мощные события 11.24 outstanding occurrences
Накачка Экмана 1.2
наклонение 14.2, [14.1]
направленность (радиоизлучения) 11.26
начальная фаза геомагнитной бури
14.10, 14.12
невидимая вспышка 9.20
невидимое пятно 7.9
нейтральная линия 7.10
нейтральный слой (в магнитосферном
хвосте) 14.30
нейтрино солнечные 1.4
неканализированный свистящий атмо-
сферик 14.33
непрерывная корона 6.1
нетепловые скорости 12.9
неустойчивость Голдрайха — Шуберта -
Фрике 1.2
неустойчивость Харриса 11,36
нижнегибридные резонансные атмо-
сферики 14.33
нитевидный луч 6.3
нити 7.13
носовая частота 14.33
носовые свистящие атмосферики 14.33
ночная Б-область 14.19
нулевая линия 7.10
Ekman pumping
inclination
directivity (radio)
initial phase (geomagnetic storm), IP
invisible flare
invisible spot
neutral line
neitral sheet (magnetotail)
neutrinos, solar
non-ducted whistler
continuum corona
non-thermal velocities
Goldreich —Schubert — Fricke
instability
Harris instability
LHR whistlers
threadlike streamer
threads
nose frequency
nose whistlers
night-time E region
zero line
Области поглощения (радиовсплеска
IV типа) 11.17, [53]
область взаимодействия 13.4
область всплывающего потока 7.4,
[2.1]
область охвата (полярного сияния)
14.35
область С 14.16
областью 14.16, [14.4]
область Е 14.19, [14.4]
обобщенный индекс вспышки 9.5
образование плато 11.40
обратная ударная волна 13.4
обратный эффект Эвершеда 7.13
общее магнитное поле 3.1
absorptions (radio type IV)
interaction region
emerging flux region, EFR
incidence (of aurora)
С region
D region
E region
comprehensive flare index
plateau formation
reverse shock
inverse Evershed effect
general magnetic field

238
овал полярного сияния 14.37
ограниченная вспышка 9.8
одиннадцатилетний цикл 2.1
одиночный всплеск 11.3
одножидкостная модель 13.2
опахала 6.3
оптика косого падения 5.5
основание экзосферы 13.2
относительное число (пятен) 7.17
Пара с возвратным дрейфом 11.11
параллельно-дрейфующие полосы 11.19,
[53]
параметр L 14.27
перемещающееся ионосферное
возмущение 14.25
перемещающийся всплеск IV типа 11.15,
11.16, 11.34, [57]
переходная область
период колебаний между зеркальными
точками 14.32
периодические ОНЧ 14.34
петли корональные 6.9, [18]
плазменная волна 11.38
плазменная гипотеза 11.38
плазменный слой 14.30
плазмопауза 14.28
плазмосфера 14.28
плазмосферная выпуклость 14.28
пламенное полярное сияние р2 14.40
планетарный индекс Кр 14.3
планетарный характеристический
суточный индекс Ср 14.3
площадь вспышки 9.3
поверхностное полярное сияние 14.36
поглощение в полярной шапке (ППШ)
9.20,14.17
поднимающееся волокно (протуберанец)
10.7
покачивающиеся линии 46, [5]
поле в сетке внутреннее 3.7, [3]
поле возмущения 14.6
полость вокруг волокна 6.5, [19]
полость корональная 6.5, [13]
полугодовая вариация 14.8
полутень 8.1 3, [29]
поляризационный фильтр 4.20
auroral oval
confined flare
eleven-year cycle
single burst
one-fluid model
fans
grazing-incidence optics
exospheric base
relative number (spots)
reverse drifting pair
parallel-drifting bands
L parameter
travelling ionospheric disturbance,
TID
moving type IV burst (IVmB)
transition region
bounce period
periodic VLF
loops, coronal
plasma wave
plasma hypotheses
plasma sheet
plasma pause
plasmasphere
plasmasphere bulge
flaming aurora pi
planetary index Kp
planetary character index, daily Cp
flare area
surface aurora
polar cap absorption (PCA)
ascending filament (prominence)
wiggly lines
network field, inner
disturbance field
cavity, filament
cavity, coronal
semi-annual variation
penumbra
filter

П 239
полярная корона 10.5, [44]
полярная шапка 14.26, 14.37
полярное магнитное поле 3.2, [1]
полярное сияние 14.35,14.36, 14.40, 14
полярное сияние типа А, Б 14.36
полярные координаты 14.27
полярные лучи 6.4
полярные хоры 14.34
полярные щеточки 6.4, [11, 12]
полярный ветер 1426
полярный касп 14.26
полярный факел 8*3
пора 8.6, [30]
поршневая волна 13.7
послевсплесковое возрастание 11.3
послевсплесковый спад 11.4
послевспышечные петли 9.13, [32,48]
постепенное затухание на коротких
волнах 14 Л 8
постепенный подъем и спад (всплеска)
11.3-ДЦ.2]
постоянная конденсация 6.7, [15, 20]
потеря момента количества
движения 13.3
пояса Ван А длена - Вернова 14.32
предварительный нагрев 9.6
предварительный обратный импульс
14.11
предвестник (всплеск) 11.3
предвспы шечная активизация 9.13
предвспышка 9.6
предпочтительная долгота 7.3
приближение Буссинеска 1.7
пробел в линии 8.4
проникающая конвекция 12.11
пространственная диффузность 14.24
пространственный градиент
(солнечного ветра) 13 Л 0
противосияние 13.12
противоэлектроструя 14.21
протонная вспышка 9.2 0
протоносфера 14.23
протон-протонная цепочка 1.3
протоны внешнего пояса 14.32
протоны внутреннего пояса 14.32
протуберанец ЮЛ, 10.4, 10.7, [43, 46]
протуберанец активной области №А
polar crown
polar cap
polar magnetic field
.41 aurora
type А, В aurora
polar coordinates
polar rays
polar chorus
polar plumes
polar wind
polar cusp
polar faculae
pore
driven wave
post-burst increase
post-burst decrease
post-flare loops
gradual SWF (GSWF)
gradual rise and fall (burst)
permanent condensation
angular momentum loss
Van Allen belts
preheating
primary reverse impulse, SSC* PRI
precursor (burst)
preflare activation
pre flare
preffered longitude
Boussinesq assumption
line gap
overshoot
range spreading
spatial gradient (solar wind)
gegenschein
counter electro jet
proton flare
protonosphere
proton-proton chain
outer belt protons
inner belt protons
prominence
active region prominence

240
протуберанец типа "дерево" 10.3
протуберанец типа "живая изгородь"
10.3, [43]
протуберанец типа "торнадо" 1.0.3
протуберанец типа "холм " 10.3
пузыри 4.16
пузыри корональные 6.7
пузыри хромосферные 4.1 б
пука 3.6, [21]
пульсации 14.9
пульсирующая структура (всплеска
IV типа) 11.18, [53]
пульсирующее полярное сияние pi 14.40
пустота (корональная) 6.6
пылевая корона 6.1
пятно полярного сияния 14.36
Радиационные пояса 14.32
радиоаврора 14.35
радиогелиограф 11.27
радиоинтерферометр 112 8
радиоконтинуум 11.7
радиополяриметр 11,29
радиоспектрограф 11.30
радиотелескоп (солнечный) 11.27
радиофлоккул 6.7
развивающееся магнитное
образование 7.8
разрывы (в солнечном ветре) 13.7
рассеяние (радиоизлучения) 11.42
расщецленные полосы (тип И) 11.9,
[50]
реакция р-е-р 1.3
резкое рассасывание 6.14
рентгеновская вспышка 9.16
рентгеновская корона 6.10, [19]
рентгеновский всплеск 9»16
рентгеновский флоккул 6.7, [19]
рентгеновское ядро 9.7
риометр 14.17
ров 8.5, [21]
розетка 4.11, [26]
Сателлитные линии 5.4
световой мост 8.12
свечение атмосферы 14.42
свечение полярной шапки 14.41
tree (prominence)
hedge row prominence
tornado prominence
mound (prominence)
bulles
bubbles, coronal
bubbles," chromospheric
puka
pulsations
pulsationg structure (type IV)
pulsating aurora pj
void (coronal)
dust corona
patch aurora
radiation belts
radio aurora
radioheliograph
radio interferometer
radio continuum
radio polarimeter
radio spectrograph
radio telescope (solar)
radio plage
evolving magnetic feature, EMF
discontinuities (solar wind)
scattering (radio)
split bands (type II)
pep reaction
abrupt depletion
X-ray flare
X-ray corona
X-ray burst
X-ray plage
X-ray kernel
riometer
moat
rosette
satellite lines
light bridge
airglow
polar glow aurora

241
свистящие атмосферики 14.33
северный полюс наклонения 14.2
секторная граница 13.9
секторная структура (межпланетная)
13.9
секторная структура (фотосферная)
3.4
семейство активных областей 713
сердж (выброс) 10.9, [45]
сетка фотосферная 4.7
сетка хромосферная 4.8
синхротронное излучение 1L34
система арочных волокон 7.4, 7.13, [22]
система петлеобразных протуберанцев
ЮЛ
склонение 14.2, [14.1]
сложный всплеск (микроволновый) 11.3
слои^, F2 14.23
собственное движение (солнечного
пятна) 7.7
солитоны 14.33
солнечная активность 7.1
солнечная вихревая структура 7.13,
[20в]
солнечное пятно 8.7, [29]
солнечно-магнитная система 14.27,
[14 об]
солнечно-магнитосферная система
14.27, [14.6]
солнечно-эклиптическая система
координат 14/27, [14.6]
солнечные пятна-сателлиты 7.9
солнечный бриз 13 Л
солнечный ветер 13 Л
солнечный цикл 2Л
солнечный "черпак" 1.4
Солнце в радио диапазоне 11.1
сонаграмма 14.33
составной интерферометр 11.28
спайк (всплеск) 11.22
спектр "вспышки" (при затмении) 4.18
спектральная диаграмма 11.25, [11.5]
спектрогелиограф 4.19
спикула 4ЛЗ
сплюснутость 2.8
сплюснутость (короны) 6.2
спокойное Солнце 4.1, 11.1, [3, 4, 7]
whistlers
north dip pole
sector boundary
sector structure (interplanetary)
sector structure (photospheric)
family, active regions
surge
network, photospheric
network, chromospheric
synchrotron radiation
arch filament system
loop prominence system
declination
complex burst (microwave)
Fj,- F2 region
proper motion (sunspot)
solutiones
solar activity
solar vortex
suns pot
solar magnetic system
solar magnetospheric system (GSM
or SM. system)
solar ecliptic (SE) coordinate system
satellite sunspot
solar breeze
solar wind
solar cycle
solar spoon
radio Sun
sonagram
compound interferometer
spike burst
flash spectrum
spectral diagram
spectroheliograph
gpicule
oblateness
flattening (corona)
quiet Sun
19-353

242.
спокойные-однородные, дуги 14.36
спокойный кольцевой ток 14.13
спокойный протуберанец 10.1, 10.4, [43]
спорадическая конденсация 6.7, [18]
спорадический слой Е 14.20
спрэй (протуберанец) 10.10 ■
среднеширотное шипение 14.34
среднеширотные красные дуги 14.30
статистическое равновесие 12Л 4
стационарный всплеск IV типа 11Л 5
стоксметр 3.15
стоячая ударная волна 14.26
стриа-всплески 11.14, [55]
структура "пшеничное поле" 4* 13
структура типа "дикобраз" 4.11, [9.26]
струящееся полярное сияние 14=40
суббури DPI, DP2 14.31
суббуря 14.31, [14.8]
субвспышка 9.2, 94
супергрануляция 4.9
суперполутень 7.13, [26]
суточная вариация (геомагнитного
поля) 14.6
суточный планетарный
характеристический индекс Ср 14.3
Тангенциальный разрыв 13.7
телескоп Урлтера 5.5
темная полоса (межгрануляционная)
4.6, [4]
темная полоска (корональная) 6.6
темное волокно в линии На 10.1, [21,
25,26,42]
темное волокно корональное 6.6
темные "клубы дыма" (в полутени) 8.4
температурный минимум 4.2
тень 8.8, [30]
теория длины перемешивания 1.6
теория конвекции 1.6
тепловая вспышка 9.2, [31]
термодинамическое равновесие 12.4
течения Эддингтона — Свита 1.2
типы линий 12.6
ток Биркеланда 14.31
токовая система SP 14.6
точки в тени 8.9
точки внутри ячейки 4.12
quiet homogeneous arcs
quiet-time ring current
quiescent prominence
sporadic condensation
sporadic E (Es)
prominence spray
mid-latitude hiss
mid-latitude red arcs
statistic equilibrium (SE)
stationary type IV (IV mA)
Stokesmeter
standing bow shock
stria bursts
wheat field pattern
porcupine structure
streaming aurora
DPI, DP2 substorms
substorm
subflare
supergranulation
superpenumbra
daily variation (geomagnetic field)
daily planetary character index Cp
tangential discontinuity
Wolter telescope
dark lane, intergranular
dark lane (coronal)
dark filament, Ha
dark filament, coronal
dark puffs (penumbral)
temperature minimum
umbra
mix ing-length theory
convective theory
thermal flare
thermodynamic equilibrium
Eddington — Sweet currents
line control
Birkeland current
SP current system
umbra 1 dots
inner cell dots

ф
243
транзиент В К-КОрОНе 6.14 К-согопа transient
транзиент во внешней короне 6.10, [17] outer corona transient
транзиенты 6.14, 13.5
транзиенты во внутренней К-короне
6.14
трещина 6.6, [14]
туннельный эффект для волн 12.17
турбулентность 12.15
transients
inner К-согопа transients
rift
wave tunneling
turbulence
У гол наклонения 14.2, [ 14.1 ]
узелки 4.10, [39, 25, 26]
узкий луч 6.3
ультрафиолетовая корона 6.10, [20г]
униполярная магнитная область 3.5
УНЧ-излучение 14.34
УНЧ-хоры14.35
УНЧ-шипение 14.35
ус 7.14, [24, 27]
усиление Sq 14.22
устойчивость динамическая 12.3
устойчивые авроральные красные дуги
14.39
утренние хоры 14.34
уярчение корональное 6.6, [20г]
уярчение на лимбе (в радиоизлучении)
11.1
Фаза восстановления 14.10, 14.13
факел полярный 8.3
факел фотосферный 8.1, [28]
факельная гранула 8.1
факельная точка 8.2
фарадеевское вращение 11.35
фарадеевская деполяризация 11.35
филигрань 8.2, [30]
фильтр 4.20
фильтр Лио 4.20
фильтр Шольца 4.20
фильтрограмма 4.20
флаш-фаза вспышки 9.6, [32]
флоккул 7.12, [19, 20]
флоккул в крайнем ультрафиолетовом
^ излучении 6.7
флоккулы 4.1 0, [8]
флоккульная вспышка 9.8
флоккульная гранула 7.12
флоккульное волокно 10.1, [25]
dip angle
mottles
narrow ray <, ^
EUV corona
unipolar magnetic region
VLF emission
VLF chorus
VLF hiss
moustache
Sq augmentation, Sqa
stability, dynamical
stable auroral red arcs
dawn chorus
enhancement, corxmal
limb brightening (radio)
recovery phase
faculae, polar
faculae, photospheric
facular granule
facular point
Faraday rotation
Faraday depolarization
filigree
filter
Lyot filter
Sole filter
iiltergram
flash phase
plage
EUV plage
flocculi
plage flare
plage granule
plage filament

24А
Ф
флоккульный коридор 7.11, [25]
флуктуация 11.24
флюксула 3.9, [3]
фокус Sq 14.6
фоновый (радио) континуум 11.7
фонтан магнитный 6.10
фонтан (протуберанец) 10.3
форбуш-понижение 13.5
формы полярного сияния 14.36
фотосфера 4.2
фраунгоферова корона 6.1
функция источника 12.13
plage couloire
fluctuation
fluxule
Sq focus
background continuum (radio)
fountain, magnetic
fountain (prominence)
Forbush decrease
auroral forms
photosphere
Fraunhofer corona
source function
Хвостовое пятно 7.6
хоры утренние полярные 14.34
хромосфера 4.2
хромосферная грануляция 14.12
хромосферная сетка 4.8, [7, 20]
хромосферное зерно 4.12
хромосферный пузырь 4.16
хромосферный флоккул 7.12, [20,25,26]
Центр активности 7.3
центр притяжения 10.6
центральное относительное число 7.17
центральный диполь (геомагнитный)
14.1
цепочка (хромосферная) 4.11
цепь всплесков I типа 11.3
цикл активности 2.1
цикл солнечных пятен 2.1, [21]
цикл Хейла 2.2
циклотронное затухание 11.32
цюрихская классификация пятен 7.6,
[7.1]
цюрихские числа пятен 7.17
Частота Б рента — Вяйсяля 12.16
частота появления (полярного сияния)
14.35
частотная диффузность 14.24
черенковские плазменные волны 11.31
черенковское излучение 11.31
число Вольфа 7.17
член оттока 12.13
член притока 12.13
follower spot
chorus, dawn polar
chromosphere
chromospheric granulation
chromospheric network
chromospheric grain
chromospheric bubble
chromospberic plage
centre of activity
centre of attraction
central relative number
central dipole (geomagnetic)
chain (chromospheric)
type I burst chain
activity cycle
sunspot cycle
Hale cycle
cyclotron damping
Zurich spot classification-
Zurich sunspot numbers
Brunt — Vaisala frequency
occurrence (aurora)
frequency spreading
Cerenkov plasma waves
Cerenkov emission
Wolf number
sink term
source term

245
"Шея" 6.3 •
шипение 14.34, 14.35
шлем обидный луч 6.1
шумовая буря 11.6
шумовой всплеск 11.8, [49]
Экватор наклонения 14.2
экваториальная электроструя 14.21
экваториальный луч (стример) 6.3
экваториальный слой Es 14.20
экзосферные модели 13.2
эксперимент "Стерео" 11.26
эксцентрический диполь
(геомагнитный) 14.1, 14.2
электронная вспышка 9.20
электронная корона 6.1
эмиссионная линейчатая корона 6.8,
[16]
эмиссионная оболочка 4.17
эруптивный протуберанец 10.7, 10.8
эфемерная область 7.5, [20, 23]
эффект Вильсона 8.16
эффект Могель - Деллинджера 14.18
эффект преимущественной полярности
13.9
эффект Разина 11.41
эффект Розенберга - Колмена 13.9
эффект солнечного затмения 1 4.22
эффект солнечной вспышки 14.22
эффект Ханле 12.4
эффект Эвершеда 8.15
эффект Эвершеда обратный 7.13
Южный полюс наклонения 14.2
Ядро вспышки (в рентгеновском
диапазоне) 9.16
яркая область с петлями 7.4
яркие зерна (в полутени) 8.13, [29]
яркие точки (в короне) 6.13, [19]
яркие точки в ячейке 4.12
А ^-индекс 14.3
СЮ-цикл1.3
Е-корона 6.8
F-корона 6.1
/-пятно 7.6
"neck"
hiss
helmet streamer
noise storm
storm burst
dip equator
equatorial electrojet
equatorial streamer
equatorial Es
exospheric models}
stereo experiment
eccentric dipole (geomagnetic)
electron flare
electron corona
emission line corona
emission shell
eruptive prominence
ephemeral region
Wilson effect
Mogel — Bellinger effect
dominant polarity effect
Razin effect
Rosenberg — Coleman effect
solar eclipse effect
solar flare effect, Sfe
Hanle effect
Evershed effect
Evershed effect, inverse
south dip pole
flare core (X-rays)
bright region with loqps, BRL
bright grains (penumbral)
bright points (coronal)
bright cell points
Ap index
CNO-cycle
E-corona
F-corona
/-spot

246
J-образный всплеск 11.13, [52]
К-корона 6.1
К-коронометр 6.16
L -вариации 14.6
М-дуги 14.3
р-пятно 7.6
рВ-корона 6.16
S-компонент 11.2
SD -вариация 14.6
Т-корона 6.15
U^образный всплеск 11.13, [54]
а-эффект 2'.4
у-механизм 12.10
б конфигурация 7.16
к-механизм 12.10
со-эффект 2.4
J-burs t
К-согопа
K-coronameter
L variations
M-arcs
p-spot
pB-corona
S-component
SD -variation
T-corona
U-burst
a-effect
y-mechanism
5-configuration
к-mechanism
co-effect
27-дневные вариации (геомагнитные)
14.7
27 day variations (geomagneti

СПИСОК АВТОРОВ
. Дж.М. Бекерс (4). Dr. J.M. Beckers, Sacramento Peak Observatory, Sunspot,
N.M. 88349, U.S.A.
А. Бруцек (7,8, предисловие) Dr. A. Bruzek, Fraunhofer Institut, Schoneckstr.
6, D-7800 Freiburg, F.R.G.
X.B. Додсон-Принс (9). Dr. H.W. Dodson-Prince, McMath-Hulbert Observatory,
895 Lake Angelus Road North, Pontiac, Mich. 48055, U.S.A.
Ш. Доран (1, 12,предисловие). Dr. C.Durrant, Fraunhofer Institut, Schoneckstr.
6, D-7800 Freiburg, F.R.G.
А.Д. Фоккер (11). Dr,. A.D. Fokker, Sterrekundig Institut te Utrecht, Zonnen-
burg 2, Utrecht.
Дж.В. Харви (3). Dr. J.W. Harvey, Kitt Peak National Observatory, 950 North
Cherry Avenue, P.O* Box 26732, Tucson, Ariz. 85726, U.S.A.
P. Говард (2). Dr. R. Howard, Hale Observatories, 813 Santa Barbara Street,
Pasadena, Calif. 91Ю1, U.S.A.
К. Джордан (5). Dr. С Jordan, Dept. of Theoretical Physics, University of
Oxford, 12 Parks Road, Oxford 0X1 3PQ.
С. Кучмий (6). Dr. S. Koutchmy, Institut d'Astrophysique, CNRS, 98 bis, Bd
Arago, F-75014 Paris, France.
М.Дж. Мартр (7). Mme M.J. Martres, Observatoire de Paris, Section d Astro-
physique, F-92190 Meudon, France.
В.Л. Патель (14). Prof. V.L. Pate], Dept. of Physics and Astronomy,
University of Denver, University Park, Denver, Colo, 80208, U.S.A.
A.B. Роксбург (1). Prof. I.W. Roxburgh, Department of Applied Mathematics,
Queen Mary College, University of London, Mile End Road, London El
4NS.
Л. Свалгаард (13)» Dr. L. Svalgaard, Solar Science Company, P.O» Box 7027,
Шо Alto, Calif. 94305, U.S.A.
E. Тандберг-Ханссен (10). Or, E. Tandberg-Hanssen, Astronomy and Solid
State Physics Division, Space Science Laboratory, Marshall Space
Flight Center, Ala. 35812, U.S.A.
(Числа в скобках обозначают номера глав толкового словаря,
подготовленных автором.)

СОДЕРЖАНИЕ
От редакторов перевода 7
Предисловие 9
1. Внутреннее строение Солнца. Ш.Дж. Дюран и Л.В. Рок с бур г. . .11
1.1. Стандартная солнечная модель 11
1.2. Вращение внутренних слоев 11
1.3. Генерация энергии 13
1.4. Солнечные нейтрино 14
1.5. Конвективная зона 15
1.6. Теория конвекции 16
1.7. Приближение Буссинеска 17
2. Солнечный цикл, солнечное вращение и крупномасштабная
циркуляция. Р. Говард ... .18
2.1. Солнечный цикл (цикл солнечной активности) 18
2.2. ЦиклХейла . . . 18
2.3. Долгопериодные вариации активности 21
2.4. Механизмы динамо 21
2.5. Дифференциальное вращение 22
2.6. Вращение конвективной зоны . . 23
2.7. Кэррингтоновское вращение 24
2.8. Сплюснутость (Солнца) 24
2.9. Меридиональный поток 25
2.10 Гигантские ячейки, или крупномасштабная
циркуляция ♦ 25
3. Магнитные поля вне пятен. Дж.В. Харви .26
3.1. Общее магнитное поле 26
3.2. Полярное магнитное поле 26
3.3. Крупномасштабное магнитное поле 27
3.4. Секторная структура ... 27
3.5. Униполярная магнитная область ....... ^ ... . . .28
3.6. Магнитная пука . . . 28
3.7. Поле сетки ...... 28
3.8. Магнитные холмы . ... 28
3.9. Магнитный элемент (флюксула) 29
ЗЛО. Магнитный жгут 29
3.11. Магнитное волокно ....... . ...... 30
3.12. Магнитная микротурбулентногть . . -30

Содержание 249
3.13. Кроссовер-эффект ..... 30
3.14. Магнитограф 31
ЗЛ5. Стоксметр . . 32
3.16. Лямбдаметр (регистрирующий доплеровский
компаратор . 32
4. Спокойная фотосфера и хромосфера. Дж.М. Бекерс ..... . . .33
4.1. Спокойное Солнце . 33
4.2. Модели атмосферы 33
4.3. Колебания . . . 35
4.4. Короткопериодные колебания 36
4.5. Лимбовое красное смещение . 36
4.6. Грануляция • » • • «37
4.7. Фотосферная сетка 38
4.8.Хромосферная сетка 39
4.9. Супергрануляция .39
4.10. Узелок 40
4.11. Розетка и цепочка 41
4.12. Хромосферное зерно .41
4.13. Спикула . . 42
4.14. Межспикульная область ...... 42
4.15. Макроспикула 43
4.16. Хромосферные пузыри .43
4.17. Эмиссионная оболочка . .43
4.18. Спектр вспышки 44
4.19. Спектрогелиограф . •* 44
4.20. Интерференционно-Поляризационный фильтр 45
5. Переходная область. К. Джордан. . <> 46
5.1. Переходная область 46
5.2. Диэлектронная рекомбинация .47
5.3. Межсистемные (интеркомбинационные ) линии ... .48
5.4. Сателлитные линии . 49
5.5. Оптика косого падения .*...* 50
5.6. Кристаллические спектрометры 50
6. Солнечная корона. С* Кучмий •»•■«-. * * * 51
6Л* Белая корона . * . * 51
6.2. Эллиптичность (сплюснутость) >...*** .51
6.3. Корональные лучи ...*..*.....*...* ~ * * . * * . 52
6.4. Полярные щеточки 53
6.5. Корональная полость 53
6.6. Трещины i 54
6.7. Корональные конденсации и уярчения . 54
6.8. Е-Корона (эмиссионная линейчатая корона) 55
6.9. Корональные петли . ..... 56
6.10. Крайняя ультрафиолетовая и рентгеновская корона 56
6.11. Магнитные аркады . . . 56
6.12. Корональные дыры . 57
6.13. Яркие корональные точки . - . . 57

250 Содержание
6.14. Корональные события (корональные транзиенты). . 58
6.15. Т-корона . . . . . 59
6.16. Коронограф Лио 59
6.17. Коронограф с внешним затмением 60
7. Активные области. М.Дж. Марту и А. Бруцек 61
7.1. Солнечная активность 61
7.2О Активная область 61
7.3. Комплексы активности . . . . 62
7.4. Области всплывающего потока 63
7.5. Эфемерная область 63
7.6. Группа солнечных пятен 64
7.7. Собственное движение (солнечных пятен) 66
7.8. Развивающиеся магнитные образования 66
7.9. Включения (вкрапления) 67
7.10. Линия инверсии магнитного поля 67
7.11. Канал волокна (флоккульный коридор) . 68
7.12. Хромосферный флоккул 68
7.13. Волоконца 69
7.14. Усы (бомбы Эллермана) 70
7.15. Магнитная классификация активных областей .... 71
7.16. Маунт-вильсоновская классификация солнечных
пятен •. 72
7.17. Индексы солнечной активности 73
7.18. Данные о солнечной активности 73
8. Пятна и факелы. А. Бруцек 75
8.1. Фотосферные факелы 75
8.2. Факельные точки 75
8.3. Полярные факелы 76
8.4. Магнитные узлы 76
8.5. Движущиеся магнитные образования 77
8.6. Пора 78
8.7. Солнечное пятно ■ 79
8.8. Тень солнечного пятна 80
8.9. Точки в тени 80
8.10. Вспышки в тени . . 80
8.11. Колебания в тени 81
8.12. Световые мосты 81
8.13. Полутень 82
8.14. Волны в полутени 82
8.15. Эффект Эвершеда 83
8.16. Эффект Вильсона 83
9. Вспышки и связанные с ними явления. Х..В. Додсон-Принс и
А. Бруцек . 85
9.1. Солнечная вспышка 85
9.2. Тепловая вспышка 86
9.3. Площадь вспышки 87
9.4. Балл (класс) вспышки . 88

Содержание 251
9.5. Обобщенный индекс вспышки 88
9.6. Флаш-фаза 89
9.7. Вспышечные ядра 90
9.8. Флоккульная вспышка 90
9.9. Двухленточная вспышка . 90
9.10. Вспышки, связанные с волокнами 91
9.11. Гомологические вспышки ; 91
9.12. Лимбовые вспышки 92
9.13. Явления, связанные со вспышкой . 92
9.14. Волны Моретона . . . 93
9.15. Белая вспышка 93
9.16. Рентгеновская вспышка 94
9.17. Жесткая рентгеновская вспышка 95
9.18. Всплески крайнего ультрафиолетового излучения 96
9.19. Гамма-излучение вспышки 96
9.20. Вспышка с выбросом частиц, или мощная вспышка 97
9.21. Механизмы вспышек . 98
10. Протуберанцы. Е* Тандберг-Хтссен . . 100
10.1. Протуберанец 100
10.2. Классификация протуберанцев . 101
10.3. Феноменология протуберанцев ... . 101
10.4. Спокойный протуберанец 102
10.5. Зоны протуберанцев 103
10.6. Активизировавшиеся протуберанцы ... 104
10.7. Поднимающийся (эруптивный) протуберанец ..... Ю4
10.8. Выбросы 105
10.9. Серджи 106
10.10. Спрэи 106
10.11. Петельные протуберанцы 107
11. Солнечное радиоизлучение. А.Д. Фоккер 108
ИЛ. Радиоизлучение спокойного Солнца 108
11.2. Медленно меняющийся компонент или компонент,
связанный с пятнами (S -компонент) 109
11.3. Микроволновый всплеск 109
11.4. Послевсплесковый спад 111
11.5. Микроволновые пульсации 111
11.6. Шумовые бури • ... И2 .
11.7. Радиоконтинуум ИЗ
11.8. Всплеск I типа (шумовой всплеск) 113
11.9. Всплеск II типа (медленно дрейфующий всплеск) 114
НЛО. Быстродрейфующий шумовой всплеск И 5
11.11. Дрейфующая пара 115
11.12. Всплеск IIIтипа (быстродрейфующий всплеск) ... 115
11.13. U-образный всплеск 116
11.14. Стриа-всплеск 116
11.15. Всплеск IV типа 117

252 Содержание
11.16. Перемещающийся всплеск IV типа 117
11.17. Пульсирующая структура 118
11.18. Области поглощения (широкополосные,
кратковременные V . . 119
11.19. Зебра-структура (параллельно дрейфующие полосы)Ц9
11.201 Всплеск с промежуточным дрейфом (всплеск-
волокно) 120
11.21. "Головастики" 120
11.22. Спайк (вспышечный всплеск) • • • 120
11.23. Всплеск V типа 121
11.24. Выдающиеся события . . . 121
11.25. Спектральная диаграмма 123
11.26. Направленность 123
11.27. Солнечные радиотелескопы 124
11.28. Радиоинтерферометр . . 126
11.29. Радиополяриметр 127
11.30. Радиоспектрограф 128
11.31. Черенковское излучение 129
11.32. Затухание Ландау 129
11.33. Гирорезонансное поглощение . . . .129
11.34. Гиросинхротронное излучение 130
11.35. Фарадеевское вращение 130
11.36. Конус потерь 131
11.37. Взаимодействие мод 132
11.38. Плазменная гипотеза 132
11.39. Плазменная волна (ленгмюровская волна) ..... 132
11.40. Квазилинейная релаксация (образование плато) . . 133
11.41. Эффект Разина . .133
11.42. Рассеяние (радиоизлучения) .134
12. Общие теоретические термины. Ш. Дюран . 136
12.1. Аномальная дисперсия 136
12.2. Механизмы контраста 136
12.3. Динамическая устойчивость ............ . . .137
12.4. Эффект Ханле (интерференция пересекающихся
уровней) 137
12.5. Механизм Лайтхилла 137
12.6. Типы линий 138
12.7. Макро- и микротурбулентность 138
12.8. Магнитная плавучесть 139
12.9. Нетепловые скорости . . 139
12.10. Колебательная неустойчивость 140
12.11. Проникающая конвекция (овершут) 141
12.12. Замедление вращения .-> 141
12.13. Функция источника 141
12.14. Термодинамическое равновесие 142
12.15. Турбулентность . . . . 143

Содержание 253
12.16. Волны ... 143
12.17. Туннельный эффект для волн 145
13. Солнечный ветер и межпланетная среда.. -Л. Свалгаард ..... 147
13.1. Солнечный ветер 147
13.2. Модели солнечного ветра 148
13.3. Потеря момента количества движения 150
13.4. Высокоскоростные потоки . 150
13.5. Выбросы вещества .■ 152
13.6. Волны в солнечном ветре 153
13.7. Разрывы в солнечном ветре 153
13.8. Гелиосфера 154
13.9. Секторная структура 155
13.10. Пространственные градиенты 157
13.11. Долгопериодные вариации 157
13.12. Зодиакальный свет . . . . . 158
14. Солнечно-земная физика. В*Л. Пате ль 159
14.1. Геомагнитное поле 159
14.2. Системы координат 160
14.3. Геомагнитные индексы 162
14.4. -Индекс D# • • 163
14.5. Индекс АЕ авроральной электроструи . . 164
14.6. Суточные вариации геомагнитного поля . 165
14.7. .27-Дневные вариации геомагнитного поля 166
14.8. Полугодовая вариация геомагнитного поля . . . . . 167
14.9. Микропульсации . . . „ .168
14.10. Геомагнитные бури .....*..... .170
14J1. Внезапное начало бури 172
14.12."Начальная фаза (геомагнитной бури) .*..-, 173
14.13. Кольцевой ток ; . . . . . ...... 174
14.14. Внезапные импульсы (геомагнитные) ... 174
14.15. Ионосфера 175
14.16. Область D .177
14.17. Поглощение в полярной шапке (ППШ) 178
14.18. Внезапное ионосферное возмущение П9
14.19. Область 'К 179
14.20. Спорадический слой Е (Es ) .'. .х '. 18(1
14.21. Экваториальная электроструя . 181
14.22. Эффект солнечной вспышки . ... 182
14.23. Слои /$ и F2 183
14.24. Диффузный слой F . .184
14.25. Перемещающиеся: ионосферные возмущения 185
14.26. Магнитосфера 186
14.27. Магнитосферные системы координат ......... 188
14.28. Плазмосфера .190
14.29. Переходная область « «190

254 Содержание
14.30. Хвост магнитосферы ....... 191
14.31. Суббуря 192
14.32. Радиационные пояса 195
14.33. Свистящие атмосферики 197
14.34. УНЧ-излучение 198
14.35. Полярное сияние 199
14.36. Формы полярных сияний 200
14.37. Овал полярных сияний и зоны полярных сияний ... 201
14.38. Интенсивность полярных сияний .202
14.39. Устойчивые авроральные красные дуги 202
14.40. Изменяющееся полярное сияние 203
14.41. Свечение полярной шапки 204
14.42. Свечение атмосферы 204
Указатель английских терминов 206
Указатель русских терминов 227
Список авторов 247

Солнечная и солнечно-земная физика
Иллюстрированный словарь терминов
Под редакцией А. Бруцека и Ш. Дюрана
Научный редактор М.Ф. Путов
Мл. редактор ЕЛ. Буркова
Художник Н.Г. Блинов
Художественный редактор Г .В. Шотина
Технические редакторы Е.В. Ящу%, Л.М. Бронзберг
Ст. корректор И.П. Максимова
ИБ № 2040
Подписано к печати 26.03.80 г. Формат 60 х 90*4 .
Бумага офсетная № 1. Печать ротапринтная.
Объем 9,50 бум. л. Усл. печ. л. 19,00.
(В т/ч 3 п. л. вкл. на мелован, бумаге).
Уч.-изд. л. 19,84. Изд. №27/0526.Тираж 4000 экз.
Зак. Цена 2 р. 60 к.
Издательство "Мир"
Москва, 1-й Рижский пер-., 2.
Тульская типография Союзполиграфпрома
при Государственном комитете СССР по делам издательств,
полиграфии и книжной торговли
г. Тула, проспект В.И. Ленина, 109

Уважаемый читатель!
Ваши замечания о содержании книги, ее оформлении,
качестве перевода и др. просим присылать по адресу:
129820, Москва, И-110, ГСП, 1-й Рижский пер.,
дом 2, изд-во "Мир".