Аннотация результатов, полученных в 2017 году
1. Разработана полуэмпирическая модель прогнозирования потоков солнечного ветра (СВ) на основе спутниковых изображений Солнца и короны с использованием иерархического подхода, позволяющая одновременно рассчитывать параметры всех трех компонент СВ – медленного СВ, высокоскоростных потоков из корональных дыр и межпланетных корональных выбросов масс и выявлять их возможное взаимодействие в гелиосфере. 2. Проведен детальный анализ 481 слабой солнечной вспышки с рентгеновским классом от A0.01 до B, которые наблюдались в период экстремально низкой солнечной активности с апреля по июль 2009 года. Для всех вспышек была измерена температура плазмы в изотермическом и двухтемпературном приближениях и была сделана попытка установить ее зависимость от рентгеновского класса, используя экспоненциальное и степенное приближение. Мы установили, что полное температурное распределение в диапазоне вспышек от A0.01 до X-класса не может быть описано одной экспоненциальной функцией. Аппроксимация для вспышек класса ниже A1.0 имеет существенно более резкий наклон, чем для средних и крупных вспышек. Степенное приближение выглядит существенно более разумным: соответствующая функция показывает хорошее согласие и с микровспышками и с обычными вспышками. Наше исследование предсказывает, что свидетельство нагрева плазмы может быть найдено во вспышках, начиная с класса A0.0002. Более слабые события, предположительно не могут греть окружающую плазму. Мы также оценили меру эмиссии и тепловую энергию для 113 событий. 3. Проведено сравнение характеристик магнитного поля и интенсивности рентгеновского излучения для солнечных микровспышек с рентгеновским классом от A0.02 до B5.1. Для данного исследования мы использовали данные трех космических инструментов, монохроматического спектрометра MISH, телескопа полного поля зрения FET и солнечного спектрофотометра SPHINX, работавших на космическом аппарате КОРОНАС-ФОТОН, из-за их высокой чувствительности в мягком рентгеновском диапазоне. Основной измеряемой характеристикой был поток мягкого рентгеновского излучения в точке максимуму (PPF - peak flare flux). Было показано, что для микровспышек он зависит от напряженности магнитного поля (B) и полного магнитного потока (F) как степенная функция. В спектральном диапазоне 2.8 – 36.6 А наблюдался очень низкий рост излучения, по сравнению с микровспышками. Индекс степенного спектра здесь составил 1.48 ± 0.86, что близко к значению, ранее установленному в работе Pevtsov et al.(Astrophys. J. 598, 1387, 2003) для различных солнечных и звездных объектов. В области спектра 1 – 8 °A степенной индекс для зависимостей PFF(B) и PFF(F) для микровспышек составил 3.87 ± 2.16 и 3 ± 1.6, соответственно. мы также сделали предположения о механизме нагрева плазмы в активных областях и микровспышках в предположении нагрева магнитных петель с постоянным давлением. 4. Проведено детальное исследование коронального выброса массы (КВМ) со сложным профилем ускорения. Событие произошло 23 апреля 2009 года. Оно имело фазу импульсного ускорения, импульсного замедления, а также вторую фазу импульсного ускорения. В ходе своего развития КВМ продемонстрировал признаки различных механизмов ускорения: изгибной нестабильности, стекания массы протуберанца, вспышечного пересоединения, а также столкновения с другим КВМ. Особенностью наблюдений является использование данных ВУФ телескопа ТЕСИС. Прибор мог строить изображения солнечной короны в линии Fe 171 A вплоть до расстояний в 2 солнечных радиуса от центра Солнца. Это позволяет проследить КВМ вплоть до поля зрения коронографа LASCO/C2, не теряя его из поля зрения. Триггером для КВМ послужила изгибная нестабильность. Стекание протуберанца произошло после изгибной нестабильности и играло вспомогательную роль: оно уменьшило массу КВМ¸ что помогло в его ускорении. Первая импульсная фаза ускорения была вызвана вспышечным пересоединением. Фаза импульсного замедления и вторая фаза импульсного ускорения были вызваны столкновением двух КВМ. Изучаемое явление показывает, что КВМ это сложные явления, которые не могут быть объяснены лишь одним механизмом ускорения. Следует искать сочетание различных механизмов, которые ускоряют КВМ на различных стадиях их развития. 5. Была проанализирована нелинейная эволюция торсионных альфвеновских волн в прямых магнитных трубках с низким числом β (малое газовое давление), окруженных плазмой с низкой плотностью. Такие магнитные трубки могут, в частности, наблюдаться в полярных перьях солнечной короны. Длина волны выбрана сравнимой в радиусом трубки. Мы провели численное моделирование распространения волн в приближении идеальной МГД. Мы нашли, что торсионные волны нелинейно вызывают три вида потоков плазмы: параллельные потоки с альфвеновской скоростью, которые соответствуют движению плазмы вдоль магнитного поля, колебания трубки и также поперечные потоки в радиальном направлении, связанные с быстрой магнитоакустической волной. Вдобавок, торсионные волны в нелинейном приближении становятся более крутыми и их скорость распространения увеличивается. Этот эффект приводит к искажению фронта торсионной волны, то есть к нелинейному смешиванию фаз. Из-за присущей торсионным волнам неоднородности амплитуды вдоль радиуса, нелинейные эффекты более выражены в областях с более высокой амплитудой волны. Они отсутствуют на оси трубки. В случае линейного радиального профиля амплитуды, нелинейные эффекты локализованы в кольцевой области у границы трубки. Таким образом, параллельные потоки плазмы, вызываемые торсионными волнами в солнечной и звездной коронах, всегда неоднородны в поперечном направлении.

Аннотация результатов, полученных в 2018 году
1. Используя данные телескопа AIA на спутнике SDO в линии He II 304 A мы исследовали субпопуляцию солнечных макроспикул с параболическими траекториями, чтобы накопить статистически значимый ансамбль, который в итоге включил 330 событий. Мы показали, что макроспикулы представляют собой узкие джеты плазмы с шириной 3-6 тысяч км, которые достигают высоты около 25 тыс. км и, таким образом, являются наиболее мелкими деталями в короне Солнца, различаемыми на современных изображения вакуумного УФ (ВУФ) диапазона. Принимая во внимание их скорость, 70-140 км/с, макроспикулы являются возможными кандидатами в ВУФ диапазоне на соответствие обычным спикулам II типа, наблюдаемым в оптике. Мы нашли, что динамика макроспикул не соответствует точно баллистической модели. Вместо этого было обнаружено, что есть дополнительное торможение вещества, которое пропорционально начальной скорости макроспикул. Это показывает, что макроспикулы могут формироваться магнитозвуковыми ударными волнами с периодом около 10 минут. С этой точки зрения они близки к спикулам первого типа, но с существенным отличием в периоде ударной волны, который для спикул составляет 1-2 минуты. 2. Мы получили распределение по энергиям солнечных нановспышек, измеренное для двух стадий 24 солнечного цикла в минимуме и в начале роста солнечной активности. Собранная нами база составила более 10^5 событий. Для всех них мы измерили поток излучения в ВУФ диапазоне спектра и определили тепловую энергию, которая находилась в диапазоне от 10^23 до 10^26 эрг и была распределённой по степенному закону: N(E)dE = N^{-alpha} dE. Показатель степенного распределения alpha во всех изученных случаях оказался больше 2. Такой сценарий свидетельствует в пользу модели нагрева короны нановспышками. Полная энергия нановспышек в диапазоне 10^23 - 10^26 эрг оказалась в 30 раз ниже, чем потери короны Солнца на излучение. Для того, чтобы нагрев короны мог быть объяснён нановспышками, их распределение с тем же показателем степени должно продолжаться как минимум до 10^21 эрг. 3. Мы получили и представили экспериментальные свидетельства соответствия нановспышек стандартной модели солнечной вспышки. Объектом нашего исследования была нановспышка от 25 февраля 2011 года, основные характеристики которой составили: температура плазмы - 3 млн. К, полная тепловая энергия - 6*10^25 эрг, высота над поверхностью Солнца - 1.5 тыс. км. Несмотря на недостаток пространственного разрешения, мы смогли восстановить структуру магнитного поля в окрестностях вспышки в потенциальном и нелинейном бессиловом приближениях и нашли в короне 4 нулевых точки, две из которых совпали с областью наиболее интенсивного энерговыделения. Мы обнаружили корреляцию между вспышкой и всплыванием нового магнитного потока, который, как мы думаем, был главной причиной вспышки. Время накопления энергии для вспышки составило 15-20 минут. Полная накопленная энергия - 9*10^25 эрг. Только около 2/3 этой энергии было передано в нагрев плазмы и излучение. Оставшаяся энергия, как мы думаем, была передана в ускорение частиц и движения плазмы, которые всё ещё недоступны для наблюдений для нановспышек. 4. Мы провели поиск горячей плазмы в невспышечных областях короны Солнца, используя данные спектрогелиографа Mg XII на борту спутника КОРОНАС-Ф. Инструмент предоставлял монохроматические изображения короны в линии Mg XII 8.42 A, которая излучается только при температуре выше 4 млн. К без низкотемпературного фона. Во время выбранного периода наблюдений 18-28 февраля 2002 года мы не обнаружили признаков горячей плазмы вне активных областей и, исходя из этого, определили, что интегральная (по лучу зрения) мера эмиссии плазмы не должна превышать 3 × 10^24 см−5. Это отсутствие излучения может быть объяснено как свидетельство сценария нагрева короны слабыми и редкими нановспышками (с частотой не менее 1 вспышки каждые 500 с) или очень короткими интенсивными вспышками, которые не греют плазмы, а приводят к её неравновесной ионизации. 5. Мы исследовали случаи несоответствия между предсказанными и наблюдаемыми параметрами высокоскоростных потоков солнечного ветра для трех кэррингтоновских оборотов Солнца с номерами 2017, 2018 и 2019. Время и скорость прихода потока к Земле предсказывались по эмпирической модели, основанной на наблюдениях ВУФ изображений короны и полуэмпирической модели WSA-ENLIL. Было найдено, что для оборотов 2117 и 2119 предсказанная скорость ветра согласуется с экспериментом в пределах точности ±100 км/с.Во время оборота 2118 измеренная скорость оказалась на 217 км/с ниже. Мы предположили и обосновали, что во время оборота 2018 происходило взаимодействие скоростного потока ветра с выбросами массы, что повлияло на скорость ветра. Во время оборотов 2117 и 2119 выбросы происходили до прибытия потока ветра и не влияли на их кинематику.

Аннотация результатов, полученных в 2019 году
1. Мы обнаружили и изучили особенности формирования не вполне обычного высокотемпературного источника излучения, наблюдавшегося с помощью спектрогелиографа Mg XII на борту аппарата КОРОНАС-Ф. Инструмент имел две особенности. Во-первых, он строил монохроматические изображения солнечной короны в области температур выше 4 млн. К без низкотемпературного фона. Во-вторых, он обладал спектральными свойствами, позволявшими измерять доплеровские сдвиги. В ходе работы мы детально описали процесс образования высокотемпературной асимметричной петли. Петля была первоначально нагрета только у одного основания. Затем высокотемпературный источник излучения начал перемещаться вдоль петли, а когда достиг второго основания, то отразился и вернулся назад. Скорость распространения источника составила около 580 км/с. Измеренное доплеровское смещение, однако, дало скорость движения плазмы вдоль петли около 280 км/с. Мы объясняем это как доказательство нагрева плазмы ударной волной: ударная волна распространяется со скоростью 580 км/с, а плазма следует за ней со скоростью 280 км/с. 2. Мы провели поиск импульсных событий с минимальной тепловой энергией, которые принципиально возможно наблюдать с помощью комплекса телескопов AIA на космическом аппарате SDO. Для определения нижнего порога интенсивности, при котором импульсное событие может быть теоретически отделено от шумовой компоненты сигнала, мы предлагаем вычислять распределения нормализованных вариаций интенсивности в пикселях изображений: Q = ∆I/√I. Мы построили гистограммы распределения величины Q в период минимума солнечной активности и показали, что для малых значений Q (Q < 4) в распределении доминирует вклад от шума, а для больших (Q > 4) основной вклад вносят импульсные события. Значение Q = 4 характеризует нижний порог регистрации событий и соответствует энергии ∆Emin ∼ 2.5 · 10^22 эрг, что примерно на 1-2 порядка ниже характерной энергии нановспышек. Таким образом, обнаруженные нами события могут быть классифицированы как пиковспышки. Полученные нами результаты могут считаться первым достоверным свидетельством обнаружения вспышечных событий данного класса. 3. Рассмотрена классификация потоков солнечного ветра по магнитогидродинамическим параметрам (МГД-типы) – комбинации скорости, плотности, температуры протонов и напряженности магнитного поля, в дополнение к классическому разделению солнечного ветра на высокоскоростные потоки из корональных дыр, транзиентные потоки корональных выбросов массы и медленный солнечный ветер из пояса стримеров. Проведено сопоставление двух классификаций для событий, наблюдавшихся в августе 2010 и мае 2011 г., когда было обнаружено взаимодействие двух корональных выбросов массы и коронального выброса массы с высокоскоростным потоком солнечного ветра из корональной дыры, соответственно. Показано, что классическое описание крупномасштабной структуры потоков ветра в масштабах часов и дней, в особенности ионного состава ветра, позволяет определить тип и источник потоков, в то время как МГД-параметры позволяют точнее описать мелкомасштабную структуру (минуты), в особенности, в случаях взаимодействия нескольких потоков в гелиосфере. Детальное исследование мелкомасштабной структуры областей взаимодействия потоков дает информацию, необходимую для развития МГД-моделей, описывающих процессы распространения и взаимодействия потоков в гелиосфере и прогнозирования их геоэффективности. 4. Мы исследовали динамику линейных выбросов вещества (джетов) в нижней короне солнца на изображениях, полученных в линии He II 304 ̊A. Мы идентифицировали 338 таких событий и получили их пространственные и динамические характеристики, включая их размер, время жизни, начальные скорости и темп замедления. Джеты характеризуются прямолинейным движением, малой шириной, средней высотой 16–32 тыс. км, типичным временем жизни 13–18 мин и начальной скоростью 65–140 км / с. Для значительной части событий показано наличие торможения плазмы. В рамках моделирования, учитывавшего в числе прочего изменение температуры плазмы во время движения, показана возможность объяснения спикул, как результата действия магнитозвуковой волны, что близко к механизму формирования обычных спикул. Вместе с тем, временные характеристики движения оказались существенно иными, что, возможно, указывает на другой механизм формирования. 5. Выполнен обзор исследований корональных выбросов массы (КВМ) и распространения в гелиосфере производных от них транзиентных потоков межпланетных корональных выбросов массы (МКВМ) в солнечном ветре. Были рассмотрены основные параметры МКВМ, их отличия от других типов потоков солнечного ветра, а также корреляция частоты выбросов со вспышками и состоянием солнечной активности. Особое внимание было уделено формированию и моделированию ионного состава плазмы КВМ/МКВМ, который является одним из ключевых факторов идентификации типов потоков и их источников, особенно в сложных комплексных структурах, образующихся в гелиосфере при взаимодействии потоков. Рассматриваются модели прогнозирования параметров потоков солнечного ветра по данным наблюдений. Выполненный обзор содержит перечни источников данных о корональных выбросах и баз данных о параметрах потоков солнечного ветра, а также многочисленные ссылки на работы по исследованиям рассматриваемых явлений. 6. Мы исследовали возможность определения параметров импульсной фазы нановспышки по анализу её теплового излучения. Метода исследования основан на предположении, что производная от потока теплового излучения вспышки должна быть пропорциональна величине нетеплового излучения этой же вспышки. Модель была применена к нановспышке от 25 февраля 2011 года. Для данного события нами определены: средняя энергия ускоренных электронов - 3 кэВ, продолжительность импульсной фазы - 4 минуты и темп ускорения электронов - примерно 8*10^31 электронов в секунду. Средняя энергия электронов оказалась примерно на порядок ниже, чем для обычных вспышек. Наиболее существенным отличием между нановспышками и обычными вспышками по нашим данным является темп ускорения электронов, который различается примерно в 10^6 - 10^7 раз. 7. Было изучено развитие выброса корональной массы (КВМ), наблюдавшегося 24 февраля 2011 г., и свойства связанного с ним межпланетного КВМ (МКВМ). Выброс вещества был связан со вспышкой балла M3.5. Событие наблюдалось двумя инструментами: AIA на борту SDO и SECCHI на борту космического аппарата STEREO. МКВМ был зарегистрирован аппаратом STEREO-B через два дня после события. Диагностика, выполненная на основе данных SDO / AIA, показала, что перед выбросом протуберанец был нагрет до 7 млн. К, а уже в ходе выброса ещё до 10 млн. К. Затем высокотемпературная плазмы была обнаружена и внутри МКВМ. Из наблюдений было также установлено вращение магнитного поля выброса на угол примерно 40 градусов. Исследован характер распространения выброса, который оказался баллистическим.