Исследование солнечных событий с "отрицательными радиовсплесками" с использованием данных радиометра Уссурийской обсерватории тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Кузьменко, Ирина Владимировна

• Кузьменко, Ирина Владимировна
• кандидат физико-математических наук
• 2011

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Кузьменко, Ирина Владимировна

СОДЕРЖАНИЕ

ВВЕДЕНИЕ

ГЛАВА 1. ОРГАНИЗАЦИЯ АВТОМАТИЗИРОВАННОЙ РАБОТЫ С ДАННЫМИ РАДИОМЕТРА УССУРИЙСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ

1.1. Описание инструмента

1.2. Вычисление величин радиопотока

1.3. Организация автоматизированной работы с данными радиометра

1.3.1. Автоматизация обработки наблюдений и организация доступа к данным радиометра УАФО

1.3.2. Методика восстановления профилей мощных радиовсплесков

1.3.3. Перевод записей радиоизлучения с бумажного носителя в цифровой вид

1.4. Сравнительный анализ данных, получаемых на радиометре УАФО,

с данными других обсерваторий

1.4.1. Сравнение величин радиопотока, полученных в УАФО, с данными обсерваторий Пентиктон (РепИ^оп) и Хирайсо (Нишво)

1.4.2. Сравнительный анализ наблюдений радиовсплесков

1.4.3. Обзор данных за последние годы наблюдений

1.4.4. Задачи, которые могут решаться с использованием данных РТ-2

1.5. Краткие итоги главы 1

ГЛАВА 2. ВОЗМОЖНОСТИ ОЦЕНКИ ПАРАМЕТРОВ ВЫБРОСА ПО СПЕКТРУ ОТРИЦАТЕЛЬНОГО РАДИОВСПЛЕСКА

2.1. Обзор явлений, наблюдаемых в эруптивных событиях

2.2. Вспышечные эрупции с длительной экранировкой солнечного излучения

2.2.1. Событие 1: 29.04.1998

2.2.2. Событие 2: 27/28.05.2003

2.3. Характеристики радиоизлучения спокойного Солнца на частотах 1 -17 ГГц

2.4. Модель для оценки параметров выброса по данным интегрального потока радиоизлучения на ряде частот

2.5. Результаты главы 2

ГЛАВА 3. ИССЛЕДОВАНИЕ СОБЫТИЙ С «ОТРИЦАТЕЛЬНЫМИ РАДИОВСПЛЕСКАМИ»

3.1. Анализ наблюдений

3.1.1. Событие 3: 15/16.06.2000

3.1.2. Событие 4: 01.01.2005 г

3.1.3. События 5 и 6: 06.02.2002 и 07.02.2002

3.1.4. Событие 7: 01/02.06.2002

3.2. Оценка параметров выбросов

3.3. Обсуждение результатов, полученных для событий 1 - 7

3.3.1. Результаты анализа наблюдений в событиях 3-7

3.3.2. Причины «отрицательныхрадиовсплесков»

3.3.3. Причины обширных потемнений в канале 304 Á

3.4. Выводы к главе 3

ГЛАВА 4. КОМПЛЕКСНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ЭРУПТИВНОГО СОБЫТИЯ 13 ИЮЛЯ 2004 г. АНОМАЛЬНЫЕ ЭРУПЦИИ

j' Чч

4.1. Анализ наблюдений в различных диапазонах спектра

4.1.1. Наблюдения в На: эрупция волокна и волна Мортона

4.1.2. Наблюдения события в канале 1^71 Á

4.1.3. Корональные возмущения на изображениях SOHO/EIT 195 Á

4.1.2. Крупномасштабное потемнение на изображениях SOHO/EIT 304 Á

4.1.4. Выброс, наблюдавшийся радиогелиографом Нобеяма на 17 ГГц

4.1.5. КВМ на изображениях SOHO/LASCO

4.1.6. Данные интегрального радиопотока

4.2. Оценка массы поглощающего вещества

4.3. Волна Мортона, «волна EIT», радиовсплеск II типа и передний край КВМ как проявление единого волнового фронта

4.4. О характере возбуждения ударной волны

4.5. Сценарий события

4.6. Аномальные эрупции волокон

4.7. Результаты главы 4

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

ЛИТЕРАТУРА

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование солнечных событий с "отрицательными радиовсплесками" с использованием данных радиометра Уссурийской обсерватории»

Введение

Изучение солнечной активности необходимо для понимания фундаментальных аспектов физики плазмы и процессов, происходящих на удаленных звездных объектах, прогнозирования влияния солнечных явлений на околоземное пространство и наземные технические системы. Важны исследования солнечной активности на различных временных масштабах от долговременных вариаций до спорадических проявлений. Одним из значимых источников информации о солнечной активности является солнечное радиоизлучение. Его регулярные наблюдения характеризуют текущий уровень активности Солнца и дают важные сведения о процессах в солнечной атмосфере.

С помощью радиотелескопов, регистрирующих интегральный поток радиоизлучения Солнца, проводятся патрульные наблюдения на ряде выбранных частот в диапазонах от метрового до сантиметрового. Станции расположены на разных долготах и распределены по всему земному шару. Радиотелескоп РТ-2 Уссурийской астрофизической обсерватории (УАФО) ведет наблюдения с 1990 г. на частоте 2,804 ГГц в интервале 22:00 - 06:00 всемирного времени.

Интегральный поток солнечного радиоизлучения на волне 10,7 см (2,8 ГГц), В*Ю 7, является одним из важнейших индексов солнечной активности и широко используется для диагностики активности Солнца и в моделях состояния «космической погоды». Радиоизлучение на частоте 2,8 ГГц было изучено Ковингтоном на основании наблюдений в Оттаве [47], где к настоящему времени существует наиболее долговременный ряд таких данных. Наблюдения начались в 1947 г., а с июня 1991 г. продолжены на обсерватории Пентиктон (Канада). Существует хорошая корреляция между значениями радиопотока на длине волны 10,7 см и относительным числом солнечных пятен (числами Вольфа), особенно при переходе с сглаженным индексам [5, 11]. Если в рядах ежедневных чисел Вольфа нередко бывают резкие изменения значений из-за субъективных факторов (в частности, связанных с выходами и заходами групп солнечных пятен за лимб [26]), то интегральный поток радиоизлучения регистрируется объективными методами, и его изменения происходят более плавно. Поэтому индекс является наиболее точным среди других индексов солнечной активности. Кроме того, этот индекс имеет прозрачный физический смысл, поскольку явно отражает состояние солнечной активности: его вариации связаны с появлением и развитием активных областей (медленно меняющийся компонент). Выявлена тесная связь интегрального потока радиоизлучения с изменением излучения Солнца в других диапазонах спектра. Например, найдена высокая корреляция вариаций

с изменениями коротковолнового излучения, а также флоккульного индекса и излучения в линии Не I 10830 Ä [55]. Благодаря связи с коротковолновым излучением Солнца индекс F10 7 часто используется в исследованиях солнечно-земных связей как предиктор в прогнозах коротковолнового излучения или как его характеристика [2].

В задачи наблюдений на волне 10,7 см входят продолжение ряда F]0:7, характеризующего медленно меняющийся компонент солнечного радиоизлучения, т.е., общее состояние солнечной короны, и мониторинг вспышечных процессов. Данные наблюдений на патрульных радиотелескопах могут также использоваться и в исследованиях конкретных вспышечных событий, в том числе эруптивных. В 2002 г. Б. А. Капустиным на РТ-2 была введена цифровая система регистрации данных, что потребовало создания программных средств их обработки. Актуальность методической части работы определяется необходимостью создания калиброванных записей радиометра в стандартных форматах, разработки методик и программ для их обработки, просмотра и анализа в целях совершенствования мониторинга F10j и эффективного использования данных РТ-2 в исследованиях вспышечных событий.

Для диагностики вспышечной активности Солнца важны наблюдения связанных со вспышками изменений микроволнового потока - отклика на спорадические процессы в солнечной короне. В некоторых вспышечных событиях наблюдаются так называемые «отрицательные радиовсплески», представляющие собой временное понижение интегрального потока ниже квазистационарного уровня радиоизлучения до и после всплесков. Первое событие с «отрицательным всплеском» было зарегистрировано А.Э. Ковингтоном 19 мая 1951 г. как послевсплесковое уменьшение радиопотока на частоте 2,8 ГГц после импульсного радиовсплеска [46]. Дальнейшие наблюдения и одновременная регистрация таких явлений в разных обсерваториях, а также сравнение с оптическими наблюдениями подтвердили реальность и солнечное происхождение таких радиовсплесков [48,49, 98,99].

В 1969 г. А.Э. Ковингтон [47] ввел новый тип всплеска - всплеск «поглощение» (ABS- absorption), который по морфологии резко отличался от всех эмиссионных радиовсплесков. Его профиль можно описать как постепенное уменьшение, а затем увеличение величины радиопотока. Поглощение излучения в веществе эруптивного протуберанца появляется преимущественно после импульсного всплеска и иногда называется «послевсплесковым уменьшением» потока [49]. «Отрицательный всплеск» может предшествовать импульсному, в этом случае он называется «отрицательным прекурсором» [48]. В случае, когда уменьшение потока накладывается на всплеск типа «постепенное увеличение и уменьшение» потока (GRF), то его относят к типу «поглощение, наложенное на всплеск» [48]. Описание типов и примеры профилей «отрицательных всплесков» приведены в [49]. Отмечается, что такие всплески

следует отличать от обычного уменьшения излучения в виде временных вариаций радиопотока. Всплески «поглощение» наблюдаются довольно редко, за период 1951

- 1972 г. Ковингтоном было зарегистрировано только 12 таких событий.

Наблюдения, интерпретация и связь «отрицательных всплесков» с оптическими наблюдениями в линии На обобщены в работах Сойе [98-100]. Их характеристики, полученные на основе наблюдений 23-х событий различных типов, следующие:

1. Глубина депрессий наблюдается в пределах от 0,9 с.е.п. [1 с.е.п. = 10"22 Вт/(м2-Гц)] до 75 с.е.п., со средним значением 4,5 с.е.п.

2. Длительность всплесков составляет от 29 мин до 255 мин, среднее значение

- 50 мин. Отмечается, что длительность всплесков никак не связана с их амплитудой.

При отождествлении первых «отрицательных всплесков» с активностью в оптическом диапазоне было установлено, что их появлению предшествовала активизация волокон: в центре линии На и ее крыльях наблюдались серджи и спреи, закрывавшие часть вспышечного излучения [46, 98]. При дальнейших исследованиях связи «отрицательных радиовсплесков» с активностью, наблюдаемой в На, были сделаны следующие выводы [100]:

1. Ассоциация между эруптивными волокнами в На и депрессиями радиоизлучения на частоте 2,8 ГГц существовала менее чем в половине случаев. Из 15-и событий с «отрицательными всплесками» только 6 ассоциировались с явлениями поглощения в линии На: серджами, поднимающимися волокнами или эруптивными протуберанцами на лимбе.

2. Оптические явления и явления в радиодиапазоне не происходили одновременно. События в линии На обычно начинались раньше «отрицательных всплесков» на 10-40 мин, или сопровождали их. Наиболее тесную ассоциацию с оптическими явлениями показали «отрицательные всплески» типа «послевсплесковое уменьшение» потока: поглощение в микроволновом диапазоне начиналось примерно через 313 мин после наблюдаемого поглощения в линии На.

Сделан вывод, что в оптическом и радиодиапазонах наблюдаются разные фазы эрупции волокон: в На поглощающие фрагменты находились относительно низко, они были меньше по размерам и имели большую плотность по сравнению с фрагментами в микроволновом диапазоне. Модель поднимающегося и расширяющегося облака холодного газа (или наоборот - опускающегося и сжимающегося) могла быть применима как для поглощения в линии На, так и для микроволнового поглощения, но в разные моменты времени.

3. «Отрицательные всплески» были связаны, в основном, с комплексами активности, где может происходить магнитное пересоединение внутри активных областей или между ними.

Возможными причинами «отрицательных всплесков» в микроволновом диапазоне являются [48, 100]:

1. Временное затенение локального радиоисточника облаком холодного поглощающего вещества. В качестве поглощающего облака для радиоволн рассматривалось вещество эруптивного волокна [46, 48]. Размеры такого облака должны быть сравнимы с размерами радиоисточника или же превышать их. Средний размер для локальных источников на длинах волн 8-10 см: 100 - 200 Мм [10], они находятся на высотах « 20 Мм [47, 64]. Размеры же волокон в активных областях значительно меньше: длина - 50 Мм,-ширина - несколько мегаметров, высота - 10 Мм [32]. Т.е. облако, закрывающее микроволновый источник, обычно гораздо больше волокон в активных областях, находится выше них и является оптически тонким, поскольку невидимо в линии На.

Результаты исследований «отрицательных радиовсплесков» с высоким пространственным разрешением на частоте 5,2 ГГц представлены в [25, 83]. Был сделан вывод, что «отрицательные всплески» возникают в результате затенения радиоисточника, расположенного в одной активной области, корональным выбросом из другой области. Этим объяснялись такие особенности «отрицательных всплесков» как относительно слабая связь с событиями в линии На и более частое их появление в комплексах активности по сравнению с отдельными активными областями.

2. Временное исчезновение или ослабление микроволнового радиоисточника. Например, в исследовании в [34] был сделан вывод об ослаблении излучения радиоисточника в результате уменьшения его температуры из-за попадания в него холодного вещества эруптивного волокна.

В ранних исследованиях событий с «отрицательными радиовсплесками» для выяснения, вызваны ли они поглощением или временными вариациями радиопотока, проводился совместный анализ микроволновых данных с наблюдениями в линии На. В настоящее время наличие как наземных, так и внеатмосферных наблюдений дает возможность исследований таких событий по данным различных диапазонов спектра, позволяя изучить их в деталях и понять их причины.

Актуальность работы обусловлена следующим. Поскольку «отрицательные радиовсплески» предположительно связаны с эруптивными явлениями, происходящими на фоне солнечного диска, исследование таких событий по совокупности наблюдений в различных спектральных диапазонах представляется перспективным для получения новых сведений о солнечных эрупциях. Количественные характеристики

«отрицательных всплесков», наблюдающихся одновременно на ряде частот микроволнового диапазона, могут нести диагностическую информацию о параметрах вещества выброса.

Цель и задачи работы.

Диссертация посвящена исследованию солнечных событий, в которых наблюдались «отрицательные всплески» в микроволновом диапазоне, с использованием данных различных диапазонов излучения. Почти все исследуемые события были выявлены по записям интегрального потока радиоизлучения, полученным на радиотелескопе РТ-2 Уссурийской обсерватории.

В работе ставятся и решаются следующие задачи:

1. Разработка требуемых для совершенствования мониторинга солнечной активности и исследования «отрицательных всплесков» методик автоматизированных обработки и анализа данных радиометра Уссурийской обсерватории и реализующих эти методики программных средств. Разработка методик и программных средств совместного анализа данных радионаблюдений и солнечных изображений, полученных в различных диапазонах излучения. Создание и пополнение архива калиброванных данных в общепринятых форматах.

2. Сравнительный анализ данных радиометра Уссурийской обсерватории с данными других обсерваторий для оценки качества наблюдений.

3. Комплексный анализ наблюдений событий с «отрицательными радиовсплесками» по данным различных спектральных диапазонов с целью получения новых сведений об эруптивных явлениях.

4. Оценка параметров затеняющего вещества по наблюдаемым характеристикам «отрицательных радиовсплесков».

Научная новизна работы состоит в следующем:

- Разработан новый метод диагностики плазмы выброса по записям интегрального потока микроволнового излучения на нескольких частотах.

- Проведен комплексный анализ наблюдений ряда солнечных вспышечных событий, сопровождавшихся микроволновыми «отрицательными всплесками».

- Установлен существенный вклад в депрессию излучения при «отрицательном всплеске» затенения обширных областей спокойного Солнца.

- Установлено, что в событиях с «отрицательными радиовсплесками» могут наблюдаться крупномасштабные потемнения в канале 304 А, не имеющие аналогов в корональных каналах.

- Выявлено два сценария экранировки солнечного диска веществом эруптивного волокна: 1) самоподобно расширяющимся волокном при сохранении его формы и магнитной структуры и 2) эруптивным волокном, существенно изменяющим форму с возможным разбрасыванием части его вещества по обширной солнечной поверхности. Второй сценарий назван далее аномальным.

- Выполнены уникальные детальные измерения кинематики эруптивных структур в солнечном вспышечном событии, наблюдавшемся в канале 171 А с высоким

временным разрешением. Измеренное ускорение носило импульсный характер, длил л

лось 2 мин, достигло 4 км/с 20g) и сменилось замедлением -1,6 км/с

- Впервые согласованы наблюдавшееся в эруптивном событии распространение волны Мортона и «волны Е1Т» со скоростью дрейфа радиовсплеска II типа и кинематикой переднего края коронального выброса (КВМ). Это показывает, что перечисленные явления в данном событии были проявлением единой замедляющейся коро-нальной ударной волны.

- Установлено, что ударная волна в исследованном событии была возбуждена резко ускорившейся эруптивной структурой как импульсным поршнем. Анализ данных мягкого рентгеновского излучения показал несостоятельность предположения о возбуждении ударной волны импульсом давления от вспышки.

Научная и практическая значимость.

- Разработаны методики и программные средства для первичной обработки данных РТ-2, их калибровки и совместного анализа с изображениями Солнца различных диапазонов излучения. Создан и пополняется архив наблюдений на РТ-2, доступный через Интернет.

- Метод диагностики параметров плазмы выброса по многочастотным записям интегрального радиопотока позволяет без данных с пространственным разрешением оценить параметры выброса на фоне солнечного диска, включая его массу.

- Разработанная аппроксимация связанных с распространением ударных волн радиовсплесков (тип II, дрейфующий континуум) позволяет описать дрейф во всём диапазоне частот наземных наблюдений.

- Вывод о возбуждении корональных ударных волн импульсными эруптивными структурами, но не вспышками, позволяет решить многолетнюю проблему их происхождения.

- Полученные результаты показывают целесообразность мониторинга солнечной активности на ряде фиксированных частот диапазона 1-10 ГГц и измерений не только возрастаний радиоизлучения, но и его депрессий.

Положения, выносимые на защиту:

1. Разработанные в целях совершенствования мониторинга солнечной активности и исследования депрессий интегрального потока микроволнового излучения Солнца («отрицательных всплесков») методики автоматизированной обработки данных радиометра Уссурийской обсерватории и их совместного анализа с данными различных обсерваторий. Реализующий эти методики комплекс программ.

2. Результаты комплексного анализа ряда событий с «отрицательными всплесками». Метод оценки параметров поглощающего вещества по многочастотным записям интегрального потока микроволнового «отрицательного всплеска». Вывод о возникновении «отрицательных всплесков» вследствие поглощения излучения не только локальных радиоисточников, но и обширных площадей спокойного Солнца.

3. Вывод о существовании класса эрупций волокон с трансформацией («разрушением») их магнитной структуры и разбрасыванием их вещества по обширной солнечной поверхности, предположительно происходящих в результате взаимодействия магнитных полей волокна и окружающей короны. Свойства аномальных эрупций, выявленные в результате анализа эпизодических наблюдений.

4. В результате комплексного исследования эруптивного события по данным наблюдений в различных спектральных диапазонах показано, что волна Морто-на, «волна Е1Т», радиовсплеск II типа и внешний край КВМ являются проявлениями единого фронта замедляющейся ударной волны, возникшей в активной области при импульсной эрупции волокна.

Методы исследования и используемые данные.

Основным методом исследований является совместный анализ данных наблюдений в различных спектральных диапазонах.

Метод оценки массы выброса по величине радиопоглощения состоит в моделировании спектрального хода интегрального потока солнечного радиоизлучения при наличии поглощающей среды на пути к наблюдателю и поиске таких парамет-

ров плазмы выброса, которые приводят к наилучшему соответствию измеренным на разных частотах величинам радиопотока. При своей простоте методика позволяет оценить параметры выброса на солнечном диске в отсутствие высококачественных данных с космических телескопов.

Для исследования слабоконтрастных солнечных явлений, яркость которых мала по сравнению с окружающими структурами, применяются методы анализа крупномасштабных возмущений на солнечной поверхности по разностным изображениям. Один из них, называемый методом последовательных разностных изображений (в англоязычной литературе - «running difference»), состоит в том, что из каждого кадра вычитается непосредственно предшествующее ему изображение. Важно помнить, что разностные изображения, полученные этим методом, показывают временную производную от распределения яркости, а не само распределение, а также о том, что присутствующие на изображениях артефакты также будут продифференцированы.

Во втором из разностных методов из всех кадров вычитается одно и то же изображение, полученное до начала события. Это - метод фиксированных разностей

»

или метод разностных кадров с фиксированной базой («fixed-base difference»). На таких разностных изображениях можно увидеть изменения в структуре короны: темные образования соответствуют структурам, которые были яркими до события, но уменьшили свою яркость или изменили местоположение, или же эруптировали в связи с корональным выбросом. Однако при использовании этого метода на изображениях могут возникать артефакты из-за вращения Солнца, что наиболее выражено для структур, расположенных вдоль меридиана. Чтобы его избежать, до вычитания кадров компенсируют вращение Солнца на всех изображениях с помощью преобразования сферических координат.

Для того чтобы слабые явления были достаточно отчетливо видны, в разностных изображениях ограничивают диапазон интенсивностей. Важно показать и отрицательные значения, поскольку яркость в некоторых областях уменьшается по сравнению с начальным кадром, поэтому используются симметричные положительные и отрицательные пороги. Методика обработки изображений изложена в [44].

Основными источниками информации для работы являлись различные интернет-центры данных. Использованы записи интегральных потоков радиоизлучения на Радиополяриметрах Нобеяма [88, 113] (ftp://solar.nro.nao.ac.jp/pub/norp/xdr/), станции Лермонт Сети солнечных радиотелескопов RSTN ВВС США (ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR DATA/SOLAR RADIO/RSTN lsec/) и станции Хирайсо (http://sunbase.nict.go.jp/solar/denpa/hirasDB/). Таблицы со значениями потока солнечного радиоизлучения на частоте 2,8 ГГц в обсерватории Пентиктон нахо-

дятся на сайте ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR DATA/SOLAR RADIO/FLUX/. Для анализа наблюдений в крайнем ультрафиолетовом диапазоне использовались изображения, полученные инструментом для наблюдения ультрафиолетового излучения Солнца EIT (Extreme-ultraviolet Imaging Telescope [50]) солнечной обсерватории SOHO в каналах 195 А (интервал между изображениями 12 мин) и 171, 284, 304 А (интервал 6 ч). Исходные файлы в формате FITS взяты из каталога EIT http://umbra.nascom.nasa.gov/eit/eit-catalog.html. Данные о корональных выбросах приводятся по каталогу коронографа SOHO LASCO СМЕ Catalog [128] (http ://cdaw.gsfc.nasa. gov/CME list/), a FITS-файлы взяты с сайта Virtual Solar Observatory fhttp://vso.nascom.nasa.gov/cgi/search?time= 1 feprovider^ 1 &version=current&build= 1). Изображения Солнца в линии На были получены на обсерватории BBSO (ftp://ftp.bbso.njit.edu/pub/archive/), а также на обсерватории MLSO в линиях На и Не I (http://mlso.hao.ucar.edu/cgi-bin/mlso_data.cgi). Использовались солнечные изображения в крайнем ультрафиолетовом диапазоне с орбитального телескопа TRACE (Transition Region and Coronal Explorer [72]) (http://trace.lmsal.com/trace_cat.html) в канале 173 А. Сводные данные о солнечных событиях взяты в Solar-Geophysical Data (SGD) (http://sgd.ngdc.noaa.gov/sgd/jsp/solarindex.jsp).

Структура и содержание диссертации.

Диссертация состоит из 4-х глав, введения и заключения, ее объем составляет 133 страницы. В диссертации содержится 69 рисунков и 6 таблиц. Список литературы содержит 129 наименований.

В первой главе представлено современное состояние радиотелескопа РТ-2 Уссурийской астрофизической обсерватории (УАФО), предназначенного для измерений интегрального потока солнечного радиоизлучения на частоте 2,804 ГГц. Рассмотрены методики, разработанные для решения поставленных задач и реализованные на программном языке IDL (Interactive Data Language). Исследования, изложенные в последующих главах, проведены с их использованием.

В следующих трех главах исследуются солнечные события, в которых были зарегистрированы «отрицательные всплески» в микроволновом диапазоне. Во второй главе рассматриваются события с длительной экранировкой солнечного излучения в линии Не II 304 А и в микроволновом диапазоне. Здесь же представлена разработанная модель для оценки параметров выброса по спектру «отрицательного радиовсплеска». Третья глава посвящена анализу наблюдений в различных спектральных диапазонах событий с «отрицательными всплесками», которые были отобраны по данным радиометра Уссурийской обсерватории. Во всех событиях выполнены

оценки параметров выбросов с использованием методики, разработанной в главе 2. В четвертой главе проведено комплексное исследование события 13.07.2004, включающее в себя не только наиболее полный анализ наблюдений и оценки массы выброса в различных диапазонах спектра, но и исследование кинематики наблюдавшихся в событии волны Мортона, «волны EIT», радиовсплеска II типа и переднего края КВМ.

Глава 1 посвящена организации автоматизированной работы с данными радиометра Уссурийской астрофизической обсерватории, в ней рассмотрены методики и реализующие их программы, которые были разработаны для решения некоторых поставленных задач и использованы при проведении исследований, изложенных в последующих главах. Все программное обеспечение для работы с данными радиотелескопа РТ-2 было создано на языке программирования IDL (Interactive Data Language).

В разделе 1.1 проанализировано современное состояние и возможности радиотелескопа РТ-2 Уссурийской астрофизической обсерватории.

В разделе 1.2 анализируются измерения потоков радиоизлучения на РТ-2. Рассмотрено нахождение антенной температуры и ее перевод в значения радиопотока в солнечных единицах потока. Средняя антенная температура составляет ~ 1000 К, максимальная погрешность ее измерения в течение дня «5%. Чувствительность инструмента -Fmuhk 0,5 с.е.п. при обычно используемой постоянной времени 1 с. Точность абсолютной калибровки РТ-2 по радиоизлучению Луны ограничена недостаточной чувствительностью инструмента и низким уровнем радиоизлучения Луны на данной частоте («0,35 с.е.п. [30]). Поэтому измеренные антенные температуры переводятся в единицы потока с помощью периодических привязок (1 раз в месяц) к величинам радиопотока на той же частоте, публикуемых обсерваторией Пентиктон (Канада), выполняющей эталонные измерения.

Раздел 1.3 посвящен автоматизированной работе с данными радиотелескопа РТ-2. Цифровая система регистрации позволила автоматизировать обработку измерений радиопотока и существенно повысить ее точность. Для обработки цифровых записей и решения исследовательских задач разработан ряд методик, которые реализованы в программах на языке IDL и внедрены в повседневную практику. С их помощью в интерактивном релсиме обрабатываются данных наблюдений; восстанавливаются профили мощных всплесков, записанных с переключением усиления приемника с -10 дБ до -20 дБ или -30 дБ. Разработаны методики и программы для оцифровки записей на диаграммной ленте за прошлые годы. Создан архив калиброванных данных в цифровом виде в форматах FITS и XDR (IDLsave) с 2003 г.

В разделе 1.4 оценивается качество патрульных наблюдений. Точность и долговременная стабильность измерений потоков радиоизлучения определяется соответствующими характеристиками коэффициента привязки К к данным обсерватории Пентиктон. Среднеквадратичный разброс величин К за 2000 - 2010 г. составил « 4%. Сравнение наблюдений РТ-2 с данными радиометра на 2,8 ГГц обсерватории Хирай-со показало коэффициенты корреляции ежедневных измерений 0,95 - 0,97.

При сравнительном анализе наблюдений радиовсплесков выявлено, что после перехода на цифровую регистрацию значения интенсивности мощных всплесков, полученные в УАФО, стали ближе к значениям других станций. Детальное сопоставление записей всплесков на РТ-2 с записями радиополяриметров Нобеяма позволило выявить и существенно уменьшить ошибки временной привязки. В этом же разделе выполнен обзор данных РТ-2 за вторую половину 22-го солнечного цикла и весь 23-й цикл. Определен круг возможных задач, которые могут решаться с использованием данных радиометра УАФО.

В Главе 2 рассмотрена разработанная методика оценки параметров поглощающего радиоизлучение вещества по спектру «отрицательного радиовсплеска». В разделе 2.1 дан обзор явлений, наблюдаемых в солнечных эруптивных событиях в различных спектральных диапазонах. В линии На наблюдаются серджи, спреи, иногда - волны Мортона; в крайнем ультрафиолетовом диапазоне и мягком рентгене -джеты, корональные димминги и «волны Е1Т»; в радиодиапазоне - радиовсплески II и IV типов, иногда - «отрицательные всплески» в микроволновом диапазоне. Рассмотрены проблемы интерпретации некоторых явлений, в частности, «волн Е1Т». Связь между волнами Мортона, «волнами Е1Т» и всплесками П типа остается предметом дискуссий. Для понимания происходящих на Солнце сложных явлений необходимо привлечение данных одновременных наблюдений в различных спектральных диапазонах.

В разделе 2.2 анализируются наблюдения событий 29.04.1998 и 27/28.05.2003 в линиях На и Не I 10830 А, в каналах крайнего ультрафиолета и в радиодиапазоне. Выявлена длительная экранировка солнечного излучения поглощающим веществом эруптивного волокна в виде крупномасштабных потемнений в канале 304 А и «отрицательных» микроволновых всплесков.

Как отмечалось, одной из возможных причиной «отрицательных всплесков» считается временное затенение излучения локального радиоисточника веществом выброшенного волокна. Однако значительная площадь потемнения указывает на затенение также и спокойных областей Солнца. В разделе 2.3 обсуждаются характеристики радиоизлучения спокойного Солнца. Для наших дальнейших исследований

необходимы значения яркостной температуры, радиорадиуса и интегрального потока радиоизлучения спокойного Солнца на разных частотах. Эти значения были измерены В.Н. Боровик для 9 длин волн от 2 до 31,6 см [38]. Выполненная аппроксимация этих значений позволяет вычислить их на других частотах этого диапазона.

Раздел 2.4 посвящен модели, разработанной для оценки параметров выброса по спектру «отрицательного радиовсплеска». Зависимость радиопоглощения от параметров поглощающего экрана и частоты радиоизлучения дает возможность оценить параметры облака по записям интегрального потока на нескольких радиочастотах. Модель позволяет рассчитать спектр интегрального потока солнечного радиоизлучения с учетом вкладов хромосферы, расположенного над ней на некоторой высоте экрана (вещества эруптивного волокна) заданной площади, и корональных слоев между хромосферой и экраном, а также между экраном и наблюдателем. Рассмотрен случай затенения экраном только областей спокойного Солнца, а также вариант поглощения радиоизлучения локального источника вместе с областями спокойного Солнца. Сравнением наблюдаемого распределения глубины «отрицательного всплеска» по частоте со значениями, рассчитанными по модели, можно оценить кинетическую температуру, оптическую толщину, площадь поглощающего экрана и его высоту над хромосферой. Найденные параметры позволяют сделать оценку массы выброшенного вещества.

В Главе 3 исследовано пять событий с «отрицательными радиовсплесками», относящихся к типу «послевсплесковое уменьшение» потока, и выявленных по записям интегрального потока радиоизлучения в Уссурийской обсерватории -15/16.06.2000, 06.02.2002, 07.02.2002, 01/02.06.2002, 01.01.2005. В разделе 3.1 выполнен анализ наблюдений событий в различных спектральных диапазонах, позволивший заключить, что все они имели эруптивный характер. В двух событиях, помимо «отрицательных всплесков» в микроволновом диапазоне, на изображениях в крайнем ультрафиолете в канале 304 А наблюдались обширные потемнения, площадь которых составляла -1% (в событии 15/16.06.2000) и ~3% (01.01.2005) на уровне 25%-го снижения яркости. На коронографах SOHO/LASCO в этих событиях зарегистрированы замедлявшиеся корональные выбросы, в структуре которых отсутствовало ядро; остальные три события произошли в то время, когда наблюдений на коронографах SOHO/LASCO и Mark4 (MLSO) не было. Однако признаки КВМ -димминги или корональные волны - наблюдались во всех событиях, кроме 06.02.2002: в наблюдениях EIT в это время был 40-часовой перерыв, а остальные данные очень скудны. В исследованиях использовались программы из пакета Solar-soft и библиотеки, разработанной В.В. Гречневым, позволяющие эффективно обрабатывать и анализировать данные разных телескопов.

В разделе 3.2 по имеющимся высококачественным записям «отрицательных всплесков» на ряде частот с помощью разработанной в предыдущей главе модели для каждого из событий выполнены оценки параметров выброшенного вещества. Установлено, что наиболее вероятной причиной депрессий радиоизлучения было поглощение солнечного излучения в низкотемпературной плазме эруптивных волокон. Это согласуется с полученными оценками температур затенявших экранов ~ 104 К и их масс ~ 1015 г, близкими к характерным для волокон значениям. Возникновение «отрицательного всплеска» вследствие уменьшения излучения радиоисточника из-за иных причин в рассмотренных событиях представляется маловероятным. Соответствие спектра депрессии в «отрицательных всплесках» ожидаемому спектру глубины поглощения не оставляет возможности альтернативной интерпретации.

В разделе 3.3 обсуждаются результаты анализа событий, исследованных в главах 2 и 3. Существенным результатом являются большие площади затенявших экранов - от 2% до 6% площади солнечного диска, видимого в белом свете. Значимым оказывается затенение не только локальных радиоисточников в активных областях, но и значительных площадей спокойного Солнца. Огромные размеры затенявших экранов согласуются и с максимальной толщиной около 200 - 300 Мм, и высотами их нижних краев 20 - 80 Мм над хромосферой, оцененными из модельных расчетов.

Депрессия радиоизлучения в пяти рассмотренных событиях была максимальной на частотах 2-4 ГГц. Показано, что при оцененных температурах экранов в 8 -14 тыс. К для наблюдения «отрицательных всплесков» наиболее благоприятны частоты не выше 5 ГГц (яркостная температура спокойного Солнца « 18000 К). Отмечено, что главным источником информации о событиях с длительной экранировкой солнечного излучения в микроволновом диапазоне из-за отсутствия радиогелиогра-фических наблюдений на этих частотах остаются записи интегрального радиопотока. Но очевидными условиями для регистрации таких событий являются кратковременность предшествующего вспышечного излучения и отсутствие последующих всплесков.

Как было показано на примерах событий в главе 2, другой областью спектра, благоприятствующей обнаружению выбросов низкотемпературной плазмы эруптивных волокон в поглощении, является линия Не II 304 А крайнего ультрафиолетового диапазона. Поглощение в 304 А может быть значительным из-за того, что сечение фотоионизации таким излучением водородно-гелиевой плазмы с температурой, близкой к хромосферной, на порядок выше, чем для линии 195 А. Поэтому вызванные поглощением депрессии излучения, заметные в канале 304 А, слабее или вообще не обнаружимы в корональных эмиссионных линиях. Кроме того, возможно резонансное рассеяние излучения в линии 304 А плазмой с температурами в несколько

десятков тысяч К, характерными для переходной области (между протуберанцем и короной), однако снижение яркости за счёт этого не может быть более чем вдвое. Депрессии, наблюдавшиеся в событиях 29.04.1998, 27/28.05.2003 и 01.01.2005 опускались существенно ниже уровня -50%, что подтверждает низкие преобладающие температуры затенявших экранов.

Рассмотрены возможные причины того, что моменты наблюдений потемнений на изображениях в канале 304 А и соответствующего «отрицательного радиовсплеска» могут различаться. Первая причина - различия в свойствах поглощения в микроволновом диапазоне и в линии Не II 304 А: в микроволновом диапазоне оптическая толщина (ссп2) уменьшается быстрее по сравнению с 304 А (ос п) с расширением экрана во все стороны при сохранении числа частиц, ответственных за поглощение. Поэтому «отрицательный всплеск» может уже закончиться, а поглощение в 304 А еще будет наблюдаться (как в событиях 29.04.1998 и 15/16.06.2000). Вторая причина - различие излучающих слоев, регистрируемых в канале 304 А и микроволнах. Если поглощающий экран располагается ниже слоев, излучающих в радиодиапазоне, но выше переходной области, то «отрицательный всплеск» в этом случае еще или уже не наблюдается, а поглощение в 304 А присутствует.

В четвертой главе с использованием данных различных спектральных диапазонов восстановлен сценарий эруптивного события 13.07.2004. Его изучение выделено в отдельную главу по нескольким причинам. Во-первых, для этого события имелся исчерпывающий набор данных, обеспечивший возможность его детального анализа. Во-вторых, по изображениям в линии На и крайнем ультрафиолетовом диапазоне в [68] была оценена масса поглощающего облака, что позволило проверить оценку по радиопоглощению. В-третьих, детальные наблюдения в этом событии эрупции волокна, КВМ, волны Мортона, «волны Е1Т» и радиовсплеска II типа позволили также изучить взаимосвязь между этими явлениями.

В разделе 4.1 проведен детальный анализ наблюдений в различных спектральных диапазонах, который позволил восстановить общую картину крупномасштабных возмущений, наблюдавшихся на солнечном диске и в его окрестностях. Событие началось в 00:02:30 с постепенного подъема волокна или двух объединившихся волокон в активной области. Затем, примерно в 00:15, эрупция приняла взрывной характер с разрушением структуры волокна и разбрасыванием его фрагментов в виде купола, накрывшего почти весь северо-западный квадрант солнечного диска. Темные фрагменты волокна разлетелись, в основном, к северу и северо-востоку от активной области и даже достигли окрестностей северного полюса. Часть яркого вещества также двигалась к северу, а другая распространялась на запад и северо-запад. Выброс распался на две части, одна из которых покинула Солнце в виде КВМ, не

имевшего классической трехкомпонентной структуры, а другая вернулась обратно. Возвратная часть выброса поглощала фоновое солнечное излучение, что наблюдалось в виде слабоконтрастных перемещающихся диммингов в канале 195 Á и крупномасштабного потемнения в 304 Á площадью 6,7% от площади солнечного диска, а также «отрицательного всплеска» на ряде частот микроволнового диапазона.

В разделе 4.2 по записям «отрицательных всплесков» на разных частотах с использованием разработанной модели (Глава 2) выполнены оценки параметров поглощающего вещества. В максимуме радиопоглощения оно имело температуру ~ 10000 К, площадь « 6% от площади солнечного диска и закрывало источник радиоизлучения с потоком « 6 с.е.п. В данном событии наблюдения позволили определить наибольшую высоту поглощающего облака в максимуме радиопоглощения (100 -130) Мм; высота его нижнего края, оцененная с помощью модели - 30 Мм, отсюда геометрическая глубина облака - (70 - 100) Мм. Масса поглощавшего вещества оценена в « 1,5-1015 г. В [68] его масса была вычислена также по поглощению в линии На и в каналах 195 Á и 304 Á крайнего ультрафиолетового диапазона. Изменения оцененных значений массы со временем соответствовали наблюдавшимся в линии На и крайнем ультрафиолетовом диапазоне подъему и последующему оседанию темного вещества. Оценки массы согласуются с учетом различия свойств поглощения в разных диапазонах, описанных в конце Главы 3, и того обстоятельства, что непрозрачность в линии На снижается из-за выхода за пределы полосы фильтра вследствие эффекта Допплера уже при лучевых скоростях в 20 - 50 км/с. Максимальное значение массы составило 4-Ю15 г, что по порядку величины соответствует типичной массе волокна. Массы КВМ (согласно SOHO LASCO СМЕ Catalog) и части выброса, вернувшейся на Солнце, оказались одного порядка.

В событии 13.07.2004 наблюдались крупномасштабные возмущения в виде волны Мортона и «волны EIT», скорости распространения которых были выше скоростей других наблюдавшихся явлений. В разделе 4.3 исследованы соотношения между кинематикой этих волн и частотным дрейфом радиовсплеска II типа, а также кинематикой внешнего края КВМ. В [68] показано кинематическое соответствие волны Мортона и «волны EIT» друг другу и ожидаемому распространению замедляющейся взрывной ударной волны. Распространение ударной волны вверх вдоль коронального луча показывает дрейф метрового радиовсплеска II типа. Спад концентрации корональной плазмы значителен в радиальном направлении, поэтому затухание и замедление волны в этом направлении невелико. Соответствующая же «волна EIT», будучи следом волнового фронта в нижней короне, распространяется вдоль солнечной поверхности медленнее, т.к. в этом направлении изменение пара-

метров плазмы не столь значительно. Поэтому скорость волнового фронта различна в разных направлениях, что объясняет известное несоответствие между скоростями «волн EIT», наблюдаемых на изображениях, и скоростями ударных волн, оцениваемых по скорости частотного дрейфа радиовсплесков II типа [79].

В [68] было показано, что формальное использование приближения сильной автомодельной ударной волны, распространяющейся в среде со степенным радиальным спадом плотности [пе се х-<5, х - расстояние от источника волны; х « (r-l)i?@],

позволяет удовлетворительно аппроксимировать кинематику волны Мортона и «волны EIT». В разделе 4.3 рассмотрены соотношения между степенной моделью плотности и широко применяемыми моделями корональной плотности Ньюкирка и Сайте». Используя выражение для частоты плазменного излучения / = 8,98 •103л/и^ [Гц]

и задавая модель электронной плотности в короне, можно аппроксимировать частотный дрейф радиовсплеска II типа. Наилучшее соответствие с использованием степенной модели было достигнуто при S = 2,1. Этот показатель близок к спаду плотности в корональном стримере согласно модели Ньюкирка, что соответствует движению области генерации излучения II типа вдоль стримера на фронте ударной волны.

Корональный транзиент, возникший в данном событии, замедлялся уже в поле зрения орбитального телескопа TRACE (512"х512"). Непросто понять, выбросу ли вещества или следу волны соответствует кинематика самой быстрой детали, по которой выполнялись измерения в SOHO LASCO СМЕ Catalog. Однако игольчатый вид этой детали на разностных изображениях предполагает, что она была результатом отклонения коронального луча волной. Степенная аппроксимация распространения волны с S « 2,6 согласуется с приведёнными в каталоге данными для КВМ, подтверждая, что передний край коронального транзиента был следом волны. Этот спад плотности соответствует модели Сайто, описывающей области над спокойным Солнцем, для умеренных широт.

В разделе 4.4 для выяснения характера возбуждения ударной волны исследована кинематика эруптивных структур по изображениям TRACE в канале 171 Á. Эруптивная система включала два тёмных сегмента волокна, яркий выброс и наклонную петельную структуру, вершина которой находилась в 55 Мм от волокна. Наиболее активное движение выявлено у яркого выброса, скорость которого достигала 450 км/с в картинной плоскости. Максимум его ускорения (4 км/с в 00:14:50) совпал по времени с моментом возникновения волны, оцененным ранее в [68]. Давление плазмы во вспышечных петлях, вычисленное по данным мягкого рентгена GOES, плавно нарастало, тогда как яркий выброс начал замедляться. Размеры источника мягкого рентгеновского излучения, видимого на изображениях RHESSI, были в

это время неизменны. Следовательно, волна, вероятнее всего, была возбуждена ярким выбросом как импульсным поршнем, а затем свободно распространялась подобно взрывной волне. Через 15 с после возникновения волна резко привела в движение петельную структуру, располагавшуюся под небольшим углом к фотосфере. По ее кинематике оценена интенсивность волны в этом направлении, число Маха составило 1,25. Скорее всего, в вертикальном направлении интенсивность волны была выше.

Полученные количественные оценки подтверждают, что наблюдавшиеся в событии 13.07.2004 волна Мортона, «волна Е1Т», радиовсплеск II типа и внешний край КВМ были проявлениями единой замедлявшейся корональной ударной волны, возникшей при эрупции волокна. В разделах 4.3 и 4.4 описаны разработанные методики измерений и аппроксимации данных. Сценарий события рассмотрен в разделе 4.5.

В событии 13.07.2004 и в событиях, рассмотренных в предыдущих главах, понижение яркости участков солнечного диска до уровня ниже квазистационарного вызвано поглощением части солнечного излучения в холодном экране. Таким экраном является плазма эруптивных волокон. В разделе 4.6 рассмотрены два возможных сценария экранировки. В первом случае форма и магнитная структура эруптивного волокна не претерпевают существенных изменений. Такое волокно, удаляясь от солнечной поверхности, расширяется, почти не теряя своей массы, и выглядит как движущийся экран, размеры которого растут, а непрозрачность падает. Вероятный пример такого сценария представляет событие 27/28.05.2003.

Во втором, аномальном сценарии эруптивное волокно существенно изменяет форму, а часть его вещества может рассеиваться по обширной солнечной поверхности, как произошло в событии 13.07.2004 и, предположительно, в событии 29.04.1998. Такой сценарий не исключен для события 01.01.2005, в котором площадь поглощавшего облака, наблюдавшегося в канале 304 А, намного превышала размеры волокна. Рассеивание вещества происходит вдоль магнитных силовых линий, которые, по-видимому, не связаны с волокном до эрупции. Переброс холодной плазмы эруптивного волокна на эти внешние силовые линии возможен при пересоединении внутреннего, принадлежащего исходному волокну, и внешнего, коронального магнитных полей. Не исключено, что за счёт такого магнитного пересоединения эруптивное волокно преобразуется в облако фрагментов. В этом случае можно условно говорить о разрушении магнитной структуры эруптивного волокна или об аномальной эрупции.

Аномальные эрупции мало изучены по очевидным причинам. Рассеиваемое по большой площади вещество быстро становится невидимым в На из-за потери оптической толщины и выхода из полосы фильтра за счет эффекта Допплера. Изображе-

ния же в канале 304 Á, как правило, получались на SOHO/EIT с интервалом в 6 ч, вследствие чего вероятность регистрации таких явлений была низкой. Наблюдения SDO/AIA и STEREO/EUVI 2011 г. в канале 304 А, обеспечивающие намного более высокое временное разрешение, демонстрируют события с обоими сценариями экранировки солнечного диска (15.02, 03-06 UT; 24.02, 07:20-09:20 UT; 09.03, 22-23 UT).

В разделе 4.6 суммируются ожидаемые свойства событий с аномальными эрупциями. Аномальной эрупции должна благоприятствовать сложность магнитной конфигурации, особенно типа 5 (события 29.04.1998, 27/28.05.2003 и 01.01.2005 произошли в руб-конфигурациях), и окружение активной области соседними. Аномальная эрупция спокойного волокна вне комплекса активности маловероятна. Эрупция волокна может сопровождаться достаточно мощной вспышкой, серджами или спреями. При аномальной эрупции вероятно возникновение ударной волны, проявляющейся в метровом всплеске II типа, «волне EIT» и возможной волне Мортона. Ударная волна может быть ответственна и за внешний край возникшего коронального выброса, не имеющего явно выраженного ядра. Такой КВМ, вероятно, имеет высокую скорость и замедляется. Ряд перечисленных свойств, по-видимому, типичен для многих вспышечных эрупций. Если после события наблюдается «отрицательный радиовсплеск» и/или обширное потемнение в канале 304 Á, существенно отличающееся от диммингов, видимых в корональных линиях, то в событии могла произойти аномальная эрупция волокна. Эти свойства, описанные по неполным данным эпизодических наблюдений, подтверждаются упоминавшимися недавними наблюдениями на SDO/AIA и STEREO/EUVI событий, произошедших уже после завершения работы. Наиболее показательна аномальная эрупция, наблюдавшаяся SDO/AIA 07.06.2011, 06-09 UT, при которой разбрасываемые фрагменты эруптивного волокна видны на необработанных изображениях не только в канале 304 А, но даже и в 193 А.

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.

Апробация работы.

Основные результаты работы докладывались на следующих конференциях:

- Nobeyama Symposium on Solar Physics (NBYM06-1), Nobeyama, 15-16 марта 2006 г. (http://solar.nro.nao.ac.jp/meeting/nbym06-l/, файл Grechnev_20060315_2.ppt);

- Всероссийская конференция «Солнечная и солнечно-земная физика - 2009», Санкт-Петербург, 5-11 июля 2009 г.;

- Международная конференции «Физика Солнца: наблюдения и теория». Науч-

ный (КрАО), 6 - 12 сентября 2009 г.;

- Всероссийская конференция «Солнечно-земная физика», посвященная 50-летию создания ИСЗФ СО РАН. Иркутск, 28-30 июня 2010 г.;

- Международная конференция «Физика солнечной плазмы и активность Солнца», Научный (КрАО), 5-11 сентября 2010 г.;

- Конференция ВАК-2010 «От эпохи Галилея до наших дней». CAO РАН. 13-18 сентября 2010 г.

- Международная конференция «Солнце от спокойного к активному - 2011», ФИАН, 29 августа-2 сентября 2011.

Результаты докладывались и обсуждались на научных семинарах УАФО ДВО РАН, ИСЗФ СО РАН и на РАТАН-600. По теме диссертации опубликовано 15 работ [8, 13-24, 68, 69], в том числе 5 статей в рецензируемых журналах [8, 16, 19, 68, 69] и 4 статьи в сборниках трудов Российских и международных научных конференций [18,20,21,24].

Практической апробацией полученных результатов явилось их использование при мониторинге солнечной активности, при обработке и анализе данных РТ-2 совместно с данными других обсерваторий.

Практической апробацией явилось также успешное выполнение Интеграционного проекта СО РАН - ДВО РАН № 4 «Природа солнечной активности и ее геоэффективные проявления», проектов ДВО РАН 09-1-П7-01 «Изучение взаимодействия физических процессов в активных образованиях солнечной атмосферы и анализ пространственно-временных характеристик солнечной активности» и 09-II-CO-02-002 «Экстремальные физические явления на Солнце и динамические процессы в межпланетном пространстве и атмосфере Земли».

Личный вклад автора.

Во всех исследованиях, изложенных в работе, автор принимал участие в постановке задачи, интерпретации результатов анализа и формулировке выводов. В статьях [13, 15, 16] автор разработал методики и реализующие их программы для автоматизированной обработки данных наблюдений радиометра Уссурийской обсерватории, выполнил сравнительный анализ данных, полученных в разных обсерваториях, принимал участие в создании архива данных. Почти все использованные в работе наблюдательные данные радиометра Уссурийской обсерватории получены при участии автора.

Автор участвовал в разработке модели для оценки параметров поглощающего вещества и ее программной реализации [19, 68]. В работах [14, 17-24, 69] автор участвовал в обработке данных и совместном анализе наблюдений исследуемых событий в различных спектральных диапазонах, выполнил оценки параметров поглощающего вещества по разработанной модели, существенную часть измерений кинематики наблюдаемых явлений.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Кузьменко, Ирина Владимировна

Основные результаты, полученные в диссертационной работе:

1Л Проанализировано современное состояние и возможности радиотелескопа РТ-2 Уссурийской астрофизической обсерватории. Разработаны методики автоматизированной обработки данных РТ-2 и их совместного анализа с данными различных обсерваторий. Методики реализованы в программах на языке ГОЬ.

2. Выполнен комплексный анализ наблюдений восьми вспышечных событий с «отрицательными радиовсплесками». Показан эруптивный характер этих событий, что подтверждает правомерность предположения о возможности поглощения солнечного излучения в извергнутом веществе эруптивных волокон.

3. Разработана модель, позволяющая по значениям поглощения интегрального радиоизлучения на разных частотах оценить параметры поглощающего вещества. Оценки выполнены для шести событий, для которых имелись многочастотные записи интегрального потока радиоизлучения достаточно высокого качества. Температуры затенявших экранов составляли 8000-14000 К, площади - (2-6)% от площади солнечного диска и массы ~ 1015 г. Эти оценки близки к значениям, характерным для волокон, и показывают, что причиной «отрицательных радиовсплесков» является поглощение веществом эруптивного волокна излучения не только локальных радиоисточников, но и значительных площадей спокойного Солнца.

4. Установлено, что в событиях с микроволновыми «отрицательными всплесками» могут наблюдаться обширные потемнения в линии Не II 304 Á, по форме и положению существенно отличающиеся от диммингов в корональных линиях. Показано, что депрессия излучения в 304 Á может возникать в результате поглощения фонового излучения Солнца облаком холодной водородно-гелиевой плазмы эруптивного волокна. Объяснена наблюдающаяся в ряде случаев разновременность потемнений на изображениях в канале 304 Á и соответствующих «отрицательных радиовсплесков».

5. Выявлено два возможных сценария экранировки солнечного излучения эруптивным волокном. В большинстве случаев форма и магнитная структура расширяющегося волокна сохраняются. В отдельных событиях эрупции могут иметь аномальный характер: эруптивное волокно существенно изменяет форму, а часть его вещества может разбрасываться по обширной солнечной поверхности и оседать вдали от области эрупции. Такой характер эрупции волокон предполагает трансформацию или «разрушение» их магнитной структуры, предположительно происходящее в результате взаимодействия магнитных потоков волокна и окружающего поля, что указывает на возможность крупномасштабного пересоединения в короне. Эрупции в двух из восьми исследованных событий (13.07.2004 и 29.04.1998) относились к этому типу, еще один возможный кандидат - событие 01.01.2005. По результатам анализа эпизодических наблюдений описаны свойства таких событий, выделяющие их в вероятный отдельный класс эрупций.

6. В результате комплексного исследования события 13.07.2004 показано, что наблюдавшиеся в нем волна Мортона, «волна EIT», радиовсплеск II типа и внешний край видимого в белом свете КВМ были проявлением единого фронта замедляющейся ударной волны. Установлено, что возбуждение корональ-ной волны произошло на небольшой высоте резко ускорившимся выбросом, после замедления которого волна свободно распространялась как взрывная.

Основные методические разработки внедрены в повседневную работу на РТ-2 и прошли практическую проверку в УАФО в течение ряда лет, а также при исследованиях солнечных эруптивных явлений с их использованием. Достоверность полученных физических результатов подтверждается их согласованностью при использовании разных методов и данных различных диапазонов спектра.

Полученные результаты демонстрируют высокую ценность наблюдений Солнца в разных диапазонах спектра и целесообразность высококачественного мониторинга солнечной активности на ряде фиксированных частот диапазона 1-10 ГГц с измерениями не только возрастаний радиоизлучения, но и его депрессий. Результаты работы также показывают важность детальных исследований эруптивных событий по данным обсерваторий SDO и STEREO с высоким пространственным и временным разрешением, радикально расширяющим возможности углубления понимания процессов, происходящих при солнечных эрупциях.

В заключение автор хочет выразить глубокую признательность своему научному руководителю Гречневу Виктору Васильевичу за вдохновляющее начало, огромное терпение, помощь в освоении IDL и общее руководство работой; Уралову A.M. - за обсуждение различных теоретических аспектов и интерес к проведенным исследованиям, Занданову В.Г. - за модернизацию приемной аппаратуры радиометра УАФО и консультации по ряду технических вопросов.

Автор выражает благодарности ученому секретарю УАФО Ерофееву Д.В. за моральную поддержку и постоянное внимание к работе, инженеру-электронщику из ДВФУ Капустину Б.А. - за реализацию цифровой регистрации наблюдений, своим коллегам по наблюдениям на телескопе РТ-2 — Михалиной Ф.А. и Дьяконовой В.Д., а также всем научным сотрудникам УАФО за поддержку, обсуждение и конструктивные замечания в процессе исследований.

Автор признателен сотруднику ИЗМИР АН Чертоку И.М. за интерес к работе и ценные советы, благодарен Мешалкиной Н.С. за дружеское участие и помощь в решении различных организационных вопросов, а также другим сотрудникам радиофизического отдела ИСЗФ за моральную поддержку.

Автор с благодарностью отмечает, что выполнение представленных исследований в полном объёме, позволивших получить изложенные результаты, стало возможным благодаря наличию данных ряда солнечных наземных и космических обсерваторий и инструментов, доступность и высокое качество которых обеспечивается многими инструментальными и исследовательскими коллективами. Это солнечные обсерватории Биг Бэр, Мауна Jloa, Нобеяма; сеть солнечных радиотелескопов RSTN ВВС США; станция Хирайсо института NICT (Токио, Япония); космические телескопы EIT, LASCO и MDI на борту обсерватории SOHO - международного кооперативного проекта ESA и NASA; космический телескоп NASA TRACE; рентгеновские мониторы спутников GOES. Автор также благодарен коллективу исследователей за измерения, представленные в каталоге SOHO LASCO СМЕ Catalog центра данных CDAW, созданном и пополняемом NASA и Американским Католическим

Университетом в кооперации с Военно-морской исследовательской лабораторией США.

Исследования выполнены при поддержке совместного Интеграционного проекта СО РАН - ДВО РАН № 4 «Природа солнечной активности и ее геоэффективные проявления», грантов ДВО РАН 09-1-П7-01 «Изучение взаимодействия физических процессов в активных образованиях солнечной атмосферы и анализ пространственно-временных характеристик солнечной активности» и 09-П-СО-02-002 «Экстремальные физические явления на Солнце и динамические процессы в межпланетном пространстве и атмосфере Земли».

Заключение

Ведущиеся в Уссурийской астрофизической обсерватории с 1991 г. наблюдения на радиометре РТ-2 интегрального потока солнечного радиоизлучения на волне 10,7 см (2,804 ГГц) продолжают долговременный ряд этого важнейшего индекса солнечной активности Ввод в 2002 г. в эксплуатацию компьютерной системы регистрации открыл возможности повышения качества мониторинга и оперативного доступа к данным наблюдений. Разработанные методики обработки и анализа данных, реализованные в программах на общепринятом в солнечном сообществе языке ГОЬ, позволили повысить точность калибровки и временной привязки измерений, а также ввода в компьютер записи прежних лет на бумажном носителе. В результате анализа возможных областей использования данных РТ-2 было сформулировано несколько направлений, из которых выбрано исследование солнечных вспышечных событий, связанных с «отрицательными всплесками». Шесть таких событий было отобрано по записям на РТ-2 и затем ещё два по результатам, полученным в ходе работы. Проведено исследование этих событий. Для воссоздания наиболее полной картины происходившего в этих событиях проанализированы наблюдения в различных спектральных диапазонах с использованием данных наземных и космических обсерваторий.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Кузьменко, Ирина Владимировна, 2011 год

Литература

1.Андреев Н.Ю., Занданов В.Г., Михалина Ф.А. «Предварительные результаты наблюдений радиоизлучения Солнца в дециметровом диапазоне в Уссурийской астрофизической обсерватории» // Глобальные вариации Солнца и физика активных областей. Владивосток: Дальнаука, 1993. С. 3-13.

2.Антонова JI.A., Иванов-Холодный Г.С. Солнечная активность и ионосфера (на высотах 100-200 км). М.: «Наука», 1989. 168 с.

3.Боровик В.Н., Курбанов М.Ш. Пространственно-временные аспекты солнечной активности / Ред. Дергачев В.А. СПб: ФТИ, 1992. С.67.

4.Боровик В.Н., Лившиц М.А., Медарь В.Г. Микроволновое излучение спокойного Солнца по наблюдениям на РАТАН-600: циклическая вариация // Астрон. Ж., 1997. Т. 74, № 6, С. 936-946.

5.Витинский Ю.И., Копецкий М., Куклин Г.В. Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца. М.: Наука, 1986. 296 с.

6.Гельфрейх Г.Б. и др. Служба радиоизлучения Солнца на волне 4.5 см на Гаванской радиоастрономической станции // Солнечные данные, 1974. № 9, С. 60-87.

7.Гречнев В.Г. Радиоинтерферометрические исследования вспышечных процессов с тонкой временной структурой микроволнового излучения // Диссертация д.ф.-м.н. Иркутск, ИСЗФ СО РАН. 1999. 329 с.

8.Гречнев В.В., Кузьменко И.В., Черток И.М., Уралов A.M. Солнечные вспышеч-ные эрупции с длительной экранировкой излучения в линии Не II 304 Ä и в микроволновом диапазоне // АЖ, 2011. Т. 88. № 7. С. 692-703.

9.Есепкина H.A., Корольков Д.В., Парийский Ю.Н. Радиотелескопы и радиометры. М.: Наука, 1973. С. 67.

10. Железняков В.В. Радиоизлучение Солнца и планет. Изд. «Наука», 1964. 560 с.

11. Иванов-Холодный Г.С., Чертопруд В.Е. Солнечная активность // Итоги науки и техники. Сер. Астрон., ВИНИТИ, 1990. № 33. С. 3-99.

12. Крюгер А. Солнечная радиоастрономия и радиофизика. М.: Мир, 1984. 469 с.

13. Кузьменко И.В. Результаты наблюдений радиоизлучения Солнца на частоте 2,8 ГГц в УАФО за 2002-2004 гг. // Солнечная активность и ее влияние на Землю. Владивосток: Дальнаука, 2006. С. 65-74. (Тр. УАФО, Т. 9, вып. 9).

14. Кузьменко И.В., Гречнев В.В., Уралов A.M. Исследование события 13 июля 2004 г., связанного с отрицательным радиовсплеском // Солнечная активность и ее влияние на Землю. Владивосток: Дальнаука, 2007. С. 50-57. (Тр. УАФО, Т. 10, вып. 10).

15. Кузьменко И.В. Перевод информации с бумажного носителя в электронный вид // Солнечная активность и ее влияние на землю. Владивосток: Дальнаука. 2008. С. 65-74. (Тр. УАФО; т. 11, вып. 11).

16. Кузьменко И.В., Михалина Ф.А., Капустин Б.А. Радиотелескоп РТ-2 Уссурийской астрофизической обсерватории: современное состояние и данные наблюдений // Изв. Вузов: Радиофизика, 2008. Т. LI. № 12. С. 1005-1010.

17. Кузьменко И.В. Гречнев В.В. Исследование событий с отрицательными радиовсплесками. // Солнечная активность и ее влияние на Землю. Владивосток: Дальнаука, 2009. С. 79-88. (Тр. УАФО; т. 12, вып. 12).

18. Кузьменко И.В., Гречнев В.В. Оценка массы выбросов в эруптивных событиях по радиоданным // Всероссийская конференция «Год астрономии: солнечная и солнечно-земная физика - 2009». Сборник докладов. С.-Пб., 2009. С. 267-268.

19. Кузьменко И.В., Гречнев В.В., Уралов A.M. Исследования солнечных эруптивных событий с отрицательными радиовсплесками // АЖ, 2009. Т. 86. № 11. С. 1114-1124.

20. Кузьменко И.В., Гречнев В.В. О взрывных эрупциях волокон / Международная конференции «Физика Солнца: наблюдения и теория». КрАО. 6 -12 сентября 2009 г. Научный. Тезисы докладов // Изв. КрАО, 2010. Т. 106, № 1, С. 257.

21. Кузьменко И.В., Гречнев В.В., Уралов А.М Корональная ударная волна в солнечном эруптивном событии 13 июля 2004 г.: возникновение и связь с радиовсплеском II типа // Конференция ВАК-2010 «От эпохи Галилея до наших дней». САО РАН. 13-18 сентября 2010 г. Нижний Архыз. Тезисы докладов. С. 58.

22. Кузьменко И.В., Гречнев В.В., Уралов A.M. Волна Мортона, «волна Е1Т» и радиовсплеск II типа как проявление единого волнового фронта в событии 13 июля 2004 г. // Солнечная активность и ее влияние на Землю. Владивосток: Дальнаука, 2010. С. 82-91.

23. Кузьменко И.В., Гречнев В.В. Оценка массы выброса по радиоданным в эруптивном событии 1 января 2005 г. // Солнечная активность и ее влияние на Землю. Владивосток: Дальнаука, 2010. С. 92-99.

24. Кузьменко И.В., Гречнев В.В., Уралов A.M. Волна Мортона, «волна Е1Т» и радиовсплеск II типа как проявление единого волнового фронта // Солнечно-земная физика, 2011. вып.17. С. 30-33.

25. Максимов В.П. Диссертация на соискание ученой степени доктора ф.-м. наук. Иркутск, 1998. С. 139-162.

26. Максимов В.П., Максимова А.В. О корреляции чисел Вольфа и индекса F10;7 // Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике. Труды V сессии молодых ученых «Гелио- и геофизические исследования». Иркутск, 2002. С. 152-155.

27. Порфирьева Г.А., Якунина Г.В., Делоне А.Б. Вспышки и активизация волокон в активных областях на Солнце // Труды Международного симпозиума «Международный гелиофизический год - 2004: Новый взгляд на солнечно-земную физику», Звенигород, 5—11 ноября 2007. В журн. «Солнечно-земная физика», Изд. СО РАН, 2008. вып. 12(125). Т. 1.С. 6-7.

28. Техническое описание и инструкция по эксплуатации «Измеритель параметров антенн модуляционный», 1987. альбом 1. С. 5-13.

29. Троицкий B.C., Цейтлин Н.М. Радиоастрономические методы абсолютных измерений интенсивности сигналов, калибровки антенн и радиотелескопов на сантиметровых волнах // Изв. ВУЗов. Радиофизика, 1961. Т. 4, № 3. С. 293-414.

30. Троицкий B.C., Тихонова Т.В. Тепловое излучение Луны и физические свойства ее верхнего покрова//Изв. ВУЗов. Радиофизика, 1970, Т. 13, № 9. С. 1273-1311.

31. Уралов A.M. Затухание уединенных МГД-ударных волн малой интенсивности в плавно-неоднородной среде // Магнитная гидродинамика, 1982. № 1. С. 45-50.

32. Б.П. Филиппов, Эруптивные процессы на Солнце. М: Физматлит, 2007. 213 с.

33. Шрамко А.Д. Методика наблюдений и обработки солнечных всплесков на радиотелескопе Горной астрономической станции ГАО на волне 5,1 см // Изв. ГАО в Пулкове, 2004. № 217. С. 555-562.

34. Agalakov B.V., Ledenev V.G., Lubyshev B.I. et al. Changes in sunspot and floccu-lar sources of radio emission preceding an importance 2N flare on 23 August 1988 // Solar Phys., 1997. V. 173, P. 305-318.

35. Anzer U., Heinzel P. On the nature of dark extreme ultraviolet structures seen by ( SOHO/EIT and TRACE // Astroph. J., 2005. V. 622SP. 714-721.

36. Bastian T.S., Benz A.O., Gary D.E. Radio emission from solar flares // Ann. Rev. of Astron. and Astrophys., 1998. V. 36. P. 131-188.

37. Biesecker D.A., Myers D.C., Thompson B.J. et al. Solar phenomena associated with "EIT waves"// Astrohys. J., 2002. V. 569. P. 1009-1015.

38. Borovik V.N. Quiet Sun from the multifrequency Radio Observations on RATAN-600 // Lectures Notes in Physics, 1994. V. 432. P. 185-190.

39. Chae J., Qiu J., Wang H., Good Ph. R. Extreme-ultraviolet jets and Ha surges in solar microflares // Astrophys. J., 1999. V. 513. L75-L78.

40. Chen P. F., Wu S. Т., Shibata K., Fang C. Evidence of EIT and Moreton waves in numerical simulations // Astrophys. J., 2002. V. 572. P. L99-L102.

41. Chen H., Jiang Yu., Ma S.K. Observations of Ha surges and ultraviolet jets above satellite sunspots // Astron. and Astrophys., 2008. V. 478. P. 907-913.

42. Chen H., Jiang Yu., Ma S.K. An EUV jet and Ha filament eruption associated with flux cancelation in decaying active region // Solar Phys., 2009. V. 255. P. 79-90.

43.Chertok, V. Grechnev, 2005. In Coronal and Stellar Mass Ejections. Proc. IAU Symp., ed.,K. P. Dere, J. Wang and Y. Yan, 2005. 226, P. 167-178.

44. Chertok I.M., Grechnev V.V. Large-scale activity in the Bastille Day 2000 solar event // Solar Phys., 2005. V. 229. P. 95-114.

45. Chifor C., Mason H.E., Tripathi D., Isobe H., Asai A. The early phases of a solar prominence eruption and associated flare: a multi-wavelength analysis // Astron. and Astro-phys, 2006. V. 458. P. 965-973.

46. Covington A.E., Dodson H.W. Absorption of 10.7-centimetre solar radiation during flare of May 19, 1951 // J. Roy. Astron. Soc. Canada., 1953. V. 47. P. 207-211.

47. Covington A.E. Solar radio emission at 10.7 cm, 1947-1968 // J. Roy. Astron. Soc. Canada, 1969. V. 63. P. 125-132.

48. Covington A.E. Decrease of 2800 MHz solar radio emission associated with a moving dark filament before the flare of May 19, 1969 // Solar Phys., 1973. V. 33, P. 439-444.

49. Covington A.E. Series of unusual microwave absorption, April 30, May 1, 2 and 3, 1974 // Solar Geophys. Data, 1974. V. 358, P. 20-22.

50. Delaboudiniere J.-P., Artzner G.E., Brunaud J. et al. EIT: Extrime-ultraviolet Imaging Telescope for the SOHO mission // Solar Phys., 1995. V. 162. P. 291-313.

51. Delaboudiniere J.-P., 2005. In Coronal and Stellar Mass Ejections. Proc. IAU Symp., ed. K. P. Dere, J. Wang and Y. Yan, 2005. 226, P. 178.

52. Delannee C., Aulanier G. CME associated with transequatorial loops and a bald patch flare// Solar Phys., 1999. V. 190, Issue 1/2, p. 107-129.

53. Delannee C. Another view of the EIT wave phenomenon // Astrophys. J., 2000. V. 545. P. 512,-523.

54. Dere K.P., Moses J.D., Delaboudiniere J.-P. et al. The preflight photometric calibration of the Extreme-ultraviolet Imaging Telescope EIT // Solar Phys., 2000. V. 195, P.

13-44.

55. Donnelly R. F., Hinteregger H. E., Heath, D. F. Temporal variations of solar EUV, UV, and 10,830-A radiations // J. Geoph. Res., 1986. V. 91, P. 5567-5578.

56. Dulk G.A. Radio emission from the Sun and stars // Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1985. V. 23. P. 169-224.

57. Filippov B.P., Gopalswamy N., Lozhechkin A.V. Non-radial motion of eruptive filaments // Solar Phys., 2001. V. 203, P. 119-130.

58. Filippov B.P., Gopalswamy N., Lozhechkin A.V. Motion of an eruptive prominence in solar corona // Astron. Rep., 2002. V. 46. P. 417-423.

59. Filippov B., Koutchmy S. Causal relationships between eruptive prominences and coronal mass ejections // Ann. Geophys., 2008. V. 26, P. 3025-3031.

60. Filippov B., Golub L., Koutchmy S. X-Ray jet dynamics in a polar coronal hole region // Solar Phys., 2009. V. 254, P. 459-469.

61. Gary G.A., Moore R.L., Eruption of a multiple-turn helical magnetic flux tube in a large flare: evidence for external and internal reconnection that fits the breakout model of solar magnetic eruptions // Astrophys. J. 2004. V. 611. P. 545-556.

62. Gilbert H. R., Holzer T. E. Thompson B. J. Burkepile J. T. A comparison of CME-associated atmospheric waves observed in coronal (Fe XII 195 A) and chromospheric (He I 10830 A) lines // Astrophys. J., 2004. V. 607. P. 540-553.

63. Gilbert H. R., Alexander D., Liu R. Filament kinking and its implications for eruption and re-formation // Solar Phys., 2007. V. 245, P. 287-309.

64. Graf W., Bracewell R.N. Latitude and solar-cycle dependence of the height of 9.1 cm radio emission // Solar Phys., 1973. V. 33, P. 75-85.

65. Grechnev V.V., Abramov-Maksimov V.E., Peterova N.G. et al. Methods for graphic data input from paper medium // Bulletin of the Special Astrophysical Observatory, 2003. V. 56, P. 126-133.

66. Grechnev V.V, Chertok I.M., Slemzin V.A. et al. CORONAS-F/SPIRIT EUV observations of October-November 2003 solar eruptive events in combination with SOHO/EIT data // J. Geoph. Res., 2005. V. 110. A09S07.

67. Grechnev V.V., Lesovoi S.V., Smolkov G.Ya. et al. The Siberian Solar Radio Telescope: the current state of the instrument, observations, and data // Solar Phys., 2003. V. 216. P. 239-272.

68. Grechnev V.V., Uralov A.M., Slemzin V.A., Chertok I.M., Kuzmenko I.V., Shi-basaki K. Absorption phenomena and a probable blast wave in the 13 July 2004 eruptive event // Solar Phys., 2008. V. 253. P. 263-290.

69. Grechnev V.V., Uralov A.M., Chertok I.M., Kuzmenko I.V., Afanasyev An. N., Meshalkina N.S., Kalashnikov S.S., Kubo Y. Coronal shock waves, EUV waves, and their relation to CMEs. I. Reconciliation of «EIT waves», type II radio bursts, and leading edges of CMEs // Solar Phys., 2011, DOI: 10.1007/sl 1207-011-9780-z.

70. Ji H., Wang H., Schmahl E. J. et al. Observations of the failed eruption of a filament //Astrophys. J., 2003. V. 595. L135-L138.

71. Jiang Y. C., Chen H. D., Li K. J. et al. The Ha surges and EUV jets from magnetic flux emergences and cancelltions // Astron. and Astroph., 2007. V.469. P. 331-337.

72. Handy B.N., Acton L.W., Kankelborg C.C. et al. The transition Region And Coronal Explorer// Solar Phys, 1999. V. 187. P. 229-260.

73. Harra L.K, Sterling A.C. Material outflows from coronal intensity «dimming regions»» during coronal mass ejection onset // Astrophys. J, 2001. V. 561. L215-L218.

74. Heinzel P., Schmieder B. A Spectroscopic model of EUV filaments If Solar Phys., 2003. V. 216. P. 159-191.

75. Hirayama T. Theoretical model of flares and prominences // Solar Phys., 1974. V.

34. P. 323-338.

76. Hudson H.S., Warmuth A. Coronal loop oscillations and flare shock waves // Astro-phys. J., 2004. V. 614. P. L85-L88.

77. Hudson H. S., Bougeret J.-L., Burkepile J. Coronal mass ejections: overview of observations // Space Science Reviews, 2006. V. 123. P, 13-30.

78. Khan J. I., Aurass H. X-ray observations of a large-scale solar coronal shock wave // Astron. and Astrophys., 2002. V. 383. P. 1018-1031.

79. Klassen A., Aurass H., Mann G., Thompson B. J. Catalogue of the 1997 SOHO-EIT coronal transient waves and associated type II radio burst spectra // Astron. and Astrophys., 2000. V. 141. P. 357-369.

80. Kundu M.R. Solar Radio Astronomy, Interscience, New York, 1965, 660 p.

81. Lin R. P., Dennis B. R., Hurford G. J. et al. The Reuven Ramaty High-Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) // Solar Phys., 2002. V. 210. P. 3-32.

82. Liu Yu., Kurokawa H. On a surge: properties of an emerging flux region // Astro-phys.J, 2004. V. 610. P. 1136-1147.

83. Maksimov V.P., Nefedyev V.P. The observation of a «negative burst» with high spatial resolution // Solar Phys., 1991. V. 136, P. 335-342.

84. Meshalkina N.S., Uralov A.M., Grechnev V.V. et al. Eruptions of magnetic ropes in two homologous solar events of 2002 June 1 and 2: a key to understanding an enigmatic flare // Publ. Astron. Soc. Japan, 2009. V. 61. N. 4. P. 791-803. t

85. Moreton G. E., Ramsey H. E. Recent observations of dynamical phenomena associated with solar flares // Publ. Astron. Soc. Pacific, 1960. V. 72. No. 428. P. 357.

86. Morimoto T., Kurokawa H. Eruptive and quasi-eruptive disappearing solar filaments and their relationship with coronal activities // Publ. Astron. Soc. Japan, 2003. V. 55. N. 6. P. 1141-1151.

87. Narukage N., Hudson H. S., Morimoto T., Akiyama S., Kitai R., Kurokawa H., Shi-bataK. Simultaneous observation of a Moreton wave on 1997 November 3 in Ha and soft X-rays // Astrophys. J, 2002. V. 572. L109-L112.

88. Nakajima H., Sekiguchi H., Sawa M. et al. The radiometer and polarimeters at 80,

35, and 17 GHz for solar observations at Nobeyama // Publ. Astron. Soc. Japan, 1985. V. 37. N. 1. P. 163-170.

89. Nakajima H., Nishio M., Enome S. et al. Nobeyama radioheliograph // Proc. IEEE, 1994. V. 82, N. 5, P. 705-713.

90. Newkirk G. The solar corona in active regions and the thermal origin of the slowly varying component of solar radio radiation // Astrophys. J., 1961. V. 133. P. 983-1013'.

91. Ofman L., Thompson B. J. Interaction of EIT waves with coronal active regions // Astrophys. J., 2002. V. 574. P. 440-452.

92. Pohjolainen S., Hori K., Sakurai T. Radio Bursts Associated with Flare and Ejecta in the 13 July 2004 Eventn // Solar Phys., 2008. V. 253. P. 291-303.

93. Pomoell J., Vainio R., KissmannR. MHD modeling of coronal large-amplitude waves related to CME lift-off // Solar Phys., 2008. V. 253. P. 249-261.

94. Priest E.R., Forbes T.G. Magnetic flipping - Reconnection in three dimensions without null points // J. Geophys. Res., 1992. V. 97. P. 1521-1531.

95. Reiner M. J., Vourlidas A., Cyr O. C. St. et al. Constraints on Coronal Mass Ejection dynamics from simultaneous radio and white-light observations // Astrophys. J., 2003. V. 590. P.533-546.

96. Robinson R.D. Velocities of type II solar radio events // Solar Phys., 1985. V. 95. P. 343-357.

97. Saito K. A non-spherical axisymmetric model of the solar K corona of the minimum type // Ann. Tokyo Astron. Obs., 1970. V. 12. P. 53-120.

98. Sawyer C. The solar microwave «negative burst» accociated with the dark fan of 21 May 1967 // // J. Roy. Astron. Soc. Canada, 1976. V. 70. No. 3. P. 127-134.

99. Sawyer C. Two «negative bursts» with moving filaments, 19 May 1969 // Solar Phys., 1977. V. 51. P. 195-201.

100. Sawyer C. Are «negative burst» due to absorption? // Solar Phys., 1977. V. 51. P. 203-215. - -

101. ShibataK., Ishido Y., Acton L. et al. Observations of X-ray jets with the YOHKOH Soft X-ray Telescope // Publ. Astron. Soc. Japan, 1992. V. 44. P. 173-179.

102. Shimojol996 Shimojo M., Hashimoto Sh., Shibata K. et al. Statistical study of solar X-ray jets observed with the YOHKOH soft X-ray telescope // Publ. Astron. Soc. Japan, 1996. V. 48. P. 123-136.

103. Sterling A.C., Moore R.L. Evidence for gradual external reconnection before explosive eruption of a solar filament // Astrophys. J., 2004. V. 602. P. 1024-1036.

104. Sui L., Holman G.D., Dennis B.R. Enigma of a flare involving multiple-loop interactions: emerging, colliding loops or magnetic breakout? // Astroph. J., 2006. V. 646. P. 605-614.

105. Tanaka H., Castelli J.P., Covington A.E. Absolute calibration of solar radio flux in the microwave region // Solar Phys., 1973. V. 29. P. 243-262.

106. Tapping K.F. Recent solar radio astronomy at centimeter wavelengths: the temporal variability of 10.7-cm flux // J. Geophys. Res., 1987. V. 92. P. 829-838.

107. Tapping K.F, Charrois D.P. Limits to the accuracy of the 10.7 cm flux // Solar Phys, 1994. V. 150. P. 305-315.

108. Temmer M., Veronig A. M., Vrsnak B. et al. Acceleration in fast halo CMEs and synchronized flare HXR bursts // Astrohys. J., 2008. V. 673. P. L95-L98.

109. Temmer M., Veronig A. M., Kontar S. et al. Combined STEREO/RHESSI study of coronal mass ejection acceleration and particle acceleration in solar flares // Astrohys. J., 2010. V. 712. P. 1410-1420.

110. Thompson B. J., Plunkett S. P., Gurman J. B, NewmarkJ. S., St. CyrO. C., Michels D. J. SOHO/EIT observations of an Earth-directed coronal mass ejection on May 12, 1997 // Geophys. Res. Lett., 1998. V. 25. P. 2465-2468.

111. Thompson B. J., Gurman J. B., Neupert W. M., Newmark J. S., Delaboudiniere J.-P., St. Cyr O. C., Stezelberger S., Dere K. P., Howard R. A., Michels D. J. SOHO/EIT observations of the 1997 April 7 coronal transient: possible evidence of coronal Moreton waves //Astrophys. J., 1999. V. 517. L151-L154.

112. Thompson B. J., Reynolds B., AurassH., Gopalswamy, N., GurmanJ. B., Hudson H. S., Martin S. F., St. Cyr. O. C. Observations of the 24 September 1997 coronal flare waves // Solar Phys, 2000. V. 193, Issue 1/2, P. 161-180.

113. Torii C, Tsukiji Y, Kobayashi S. et al. Full-automatic radiopolarimeters for solar patrol at microwave frequencies // Proc. Research Institute of Atmospherics, 1979. V.26. P. 129-132.

114. Uchida Y. Propagation of hydromagnetic disturbances in the solar corona and Moreton's wave phenomenon // Solar Phys, 1968. V. 4. P. 30-44.

115. Uchida Y. Behavior of the flare produced coronal MHD wavefront and the occurrence of type II radio bursts // Solar Phys, 1974. V. 39. P. 431-449.

116. Uralov A.M., Lesovoi S.V, Zandanov V.G, Grechnev V.V. Dual-filament initiation of a Coronal Mass Ejection: observations and model // Solar Phys, 2002. V. 208. P. 6990.

117. Uralova S.V, Uralov A.M. WKB approach to the problem of MHD shock propagation through the heliospheric current sheet // Solar Phys, 1994. V. 152. P. 457-479.

118. Vourlidas A, Subramanian P, Dere K. P, Howard R. A. Large-angle spectromet-ric coronagraph measurements of the energetics of Coronal Mass Ejections // Astrophys. J, 2000. V. 534. P. 456^467.

119. Vourlidas A, Wu S. T, Wang A. H. et al. Direct detection of a Coronal Mass Ejection-associated shock in large angle and spectrometric coronagraph experiment white-light images // Astrohys. J, 2003. V. 598. P. 1392-1402.

120. Vrsnak В., Warmuth A., Brajsa R., Hanslmeier A. Flare waves observed in Helium I 10830 A. A link between Ha Moreton and EIT waves // Astron. and Astrophys., 2002. V. 394. P. 299-310.

121. Vrsnak В., CliverE. W. Origin of coronal shock waves. Invited review // Solar Phys., 2008. V. 253. P. 215-235.

122. Wang H., Goode Ph.R., Denker C. et al. Comparison of the 1998 April 29 M6.8 and 1998 November 5 M8.4 flares // Astrophys. J., 2000, V. 536. P. 971-981.

123. Wang Yu., Zhang J.; ShenCh. An analytical model probing the internal state of coronal mass ejections based on observations of their expansions and propagations // J. Geo-phys. Res., 2009. V. 114. P. A10104-A10129.

124. Warmuth A., Vrsnak В., Aurass H., Hanslmeier A. Evolution of two EIT/Ha Moreton waves // Astrophys. J., 2001. V. 560. L105-L109

125. Warmuth A., Vrsnak В., Magdalenic J. et al. A multiwavelength study of solar flare waves. I. Observations and basic properties // Astron. and Astrophys., 2004. V. 418. P. 1101-1115.

126. Warmuth A., Vrsnak В., Magdalenic J. et al. A multiwavelength study of solar flare waves. II. Perturbation characteristics and physical interpretaion // Astron. and Astrophys., 2004. V. 418, P.l 117-1129.

127. Warmuth A., Mann G., Aurass H. First soft X-ray observations of global coronal waves with the GOES solar X-ray imager // Astrohys. J., 2005. V. 626. L121-L124.

128. Yashiro S., Gopalswamy N., MichalekG. et al. A catalog of white light coronal mass ejections observed by the SOHO spacecraft // J. Geophys. Res., 2004. V. 109. P. Л07105 - Л07112.

129. Zhang J., Dere K.P., Howard R.A. et al. On the temporal relationship between coronal mass ejections and flares //Astrohys. J., 2001. V. 559. P. 452-462.