Иркутск, Россия
Иркутск, Россия
По сообщениям международного вспышечного патруля за 1972–2010 гг. сформирована электронная база данных, включающая параметры более 123 тысяч солнечных вспышек в линии Нα. Для классов площади и баллов вспышек определены средние продолжительности флэш-фаз. Показано, что с ростом класса площади время подъема яркости вспышек к максимуму увеличивается. Для классов яркости эта тенденция проявляется в более слабой форме. Самые короткие флэш-фазы имеют вспышки взрывного типа и вспышки с единственным центром повышенной яркости внутри вспышечной области, самые продолжительные — двухленточные вспышки и вспышки, демонстрирующие несколько максимумов интенсивности. Выделено 572 случая со временами подъема более 60 мин. Большинство (80 %) таких сверхпродолжительных вспышек имеют более короткую главную фазу. Установлено, что вспышки малой мощности с точки зрения особенностей развития не отличаются от крупных. Они так же, как и мощные вспышки, сопровождаются активизацией и исчезновением волокон, могут иметь взрывную фазу и многократные всплески интенсивности. Среди малых встречаются такие, которые покрывают тени солнечных пятен, а также двухленточные и белые вспышки.
солнечная активность, солнечные вспышки
ВВЕДЕНИЕ
Временные параметры солнечных вспышек в линии Hα были подробно изучены в годы становления международного вспышечного патруля в период комплексного исследования глобальных геофизических процессов в рамках международных программ Международного геофизического года (МГГ). Результаты показали, что вспышки, как правило, проходят две стадии развития: начальную (флэш-фазу) и главную (основную) фазу. Во время флэш-фазы яркость вспышки в течение нескольких десятков секунд или десятков минут (в отдельных случаях в течение одного часа) достигает максимума. Во второй (основной) фазе она медленно уменьшается и примерно за час снижается до уровня яркости флоккулов (в отдельных случаях это может продолжаться в течение суток). Подробный анализ временных параметров вспышек можно найти в работах [Смит, Смит, 1966; Švestka, 1976; Алтынцев и др., 1982].
Флэш-фаза представляет собой наиболее важный период первичного энерговыделения солнечных вспышек. Она сопровождается жестким рентгеновским и гамма-излучением, микроволновыми радиовсплесками, излучением в хромосферных линиях, континууме, ультрафиолете и крайнем ультрафиолете [Fletcher et al., 2011]. Наиболее разработанная на сегодняшний день модель солнечных вспышек (CSHKP), объединяющая разные наблюдательные и теоретические схемы [Sturrock, 1966; Hirayama, 1974; Kopp, Pneuman, 1976], предполагает, что начало вспышки и быстрое высвобождение запасенной в магнитном поле энергии происходит в короне в результате магнитного пересоединения. Из коронального источника энергия передается вдоль магнитных трубок в хромосферу, где проявляется в виде вспышечных лент и оснований магнитных петель в жестком рентгеновском излучении (footpoints).
Работа посвящена исследованию продолжительности флэш-фаз солнечных вспышек в линии Нα. Особое внимание уделяется вспышкам малой мощности с площадью менее 2 кв. град, составляющих большинство (более 90 %) всех происходящих на Солнце вспышек [Боровик, Жданов, 2017]. За последние два десятилетия отдельные исследования в этой области представлены в работах [Temmer et al., 2001; Giersch, 2013; Potzi et al., 2014]. Результаты более ранних работ получены по относительно небольшим выборкам данных в основном по первой международной классификации солнечных вспышек 1956 г. и поэтому нуждаются в уточнении.
1. Абраменко С.И., Дубов Э.Е., Огирь М.Б. и др. Фотометрия солнечных вспышек // Изв. КрАО. 1960. Т. 23. С. 341-361.
2. Алтынцев А.Т., Банин В.Г., Куклин Г.В., Томозов В.М. Солнечные вспышки. М.: Наука, 1982. 246 с.
3. Боровик А.В., Жданов А.А. Статистические исследования солнечных вспышек малой мощности. Распределения вспышек по площади, яркости и баллам // Солнечно-земная физика. 2017. Т. 3, № 1. С. 34-45. DOI:https://doi.org/10.12737/22486.
4. Боровик А. В., Мячин Д.Ю., Томозов В.М. Наблюдение внепятенных солнечных вспышек в Байкальской астрофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН и их интерпретация // Изв. ИГУ. Сер. Науки о Земле, 2014. Т. 7, № 1. С. 23-45.
5. Боровик А.В., Мячин Д.Ю., Уралов А.М. Модель внепятенной вспышки // Изв. КрАО. 2016. Т. 112, № 1. С. 38-46.
6. Копецкая Ф., Копецкий М. Характеристики больших хромосферных вспышек каталога Фритцевой, Копецкого, Швестки // Иссл. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1971. Вып. 2. С. 117-130.
7. Россада В.М. Статистический анализ 6600 вспышек за 1965-1966 гг. // Вестник Киевского государственного университета. 1977. Сер. Астрономия. № 19. С. 49-55.
8. Смит Г., Смит Э. Солнечные вспышки. М.: Мир,1966. 426 с.
9. Чистяков В.Ф. Вспышки вне солнечных пятен // Иссл. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1988. Вып. 79. С. 70-75.
10. Altas L. Spotless flare activity // Solar Phys. 1994. V. 151, N 1. Р. 169-176.
11. Barlas O., Altas L. The duration of spotless flares // Astrophys. Space Sci. 1992. V. 197, N 2. Р. 337-341. DOI: 10.1007/ BF00645745.
12. Borovik A.V., Myachin. D.Yu. The spotless flare of March 16, 1981. I. Pre-flare activations of the chromospheric fine structure // Solar Phys. 2002. V. 205, N 1. P. 105-116.
13. Borovik A.V., Myachin D.Yu. Structure and development of the spotless flare on March 16, 1981 // Geomagnetism and Aeronomy. 2010. V. 50, N 8. P. 937-949. DOI:https://doi.org/10.1134/S00 16793210080037.
14. Dodson H.W., Hedeman E.R. Major Hα flares in centers of activity with very small or no spots // Solar Phys. 1970. V. 13, N 2. P. 401-419.
15. Fletcher L., Dennis B.R., Hudson H.S., et al. An observational overview of solar flares // Space Sci. Rev. 2011. V. 159. P. 19-106. DOI:https://doi.org/10.1007/s11214-010-9701-8.
16. Giersch O. GONG Inter-site Hα Flare Comparison // J. of Phys.: Conf. Ser. 2013. V. 440, iss. 1, article id. 012006. DOI:https://doi.org/10.1088/1742-6596/440/1/012006.
17. Hirayama T. Theoretical model of flares and prominences. I: evaporating flare model // Solar Phys. 1974. V. 34, N 2. P. 323-338.
18. Hyder C.L. A phenomenological model for disparitions brusques followed by flarelike chromospheric brightenings // Solar Phys. 1967. V. 2, N 3. P. 267-284.
19. Kopp R.A., Pneuman, G.W. Magnetic reconnection in the corona and the loop prominence phenomenan // Solar Phys. 1976. V. 50. P. 85-98.
20. Luo B. The flares of spotless regions // Proc. the Kunming Workshop “Solar Physics and Interplanetary Travelling Phenomena”, November 21-25, 1983, Kunming, China / Eds. de Jager C., Biao Chen. Beijing: Science Press, 1985. V. 1. P. 718.
21. Potzi W., Veronig A., Riegler G., et al. Real-time flare detection in ground-based Hα imaging at Kanzelhöhe Observatory // Solar Phys. 2014. V. 290, N 3. P. 951-977.
22. Sturrock P.A. Model of the high-energy phase of solar flares // Nature, 1966. V. 211. P. 695-697.
23. Švestka Z. Solar Flares. Dordrecht, Holland: D. Reidel, 1976. 415 p.
24. Švestka Z., Dodson-Prince H.W., Martin S.F., et al. Study of the post-flare loops on 29 July 1973 // Solar Phys. 1982. V. 78, N 2. P. 271-285. DOI:https://doi.org/10.1007/BF00151609.
25. Temmer M., Veronig A., Hanslmeier A., et al. Statistical analysis of solar Hα flares // Astron. Astrophys. 2001. V. 375. P. 1049-1061.
26. Warwick C.S. Solar flare frequency and observing-time patterns // Astrophys. J. 1965. V. 142, N 2. P. 767-771.
27. Ward F., Cornevall R.F., Hendle R. Solar flare observations from a pair of matched instruments // Solar Phys. 1973. V. 31, N 1. P. 131-141.
28. Yatini C.Y. Characteristics of Hα flare in the solar spotless area // National Institute of Aeronautics and Space of Indonesia Majalah LAPAN, 2001. V. 3. P. 53.
