Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://solarwind.cosmos.ru/nov04_txt.doc
Дата изменения: Thu Apr 21 16:00:08 2005
Дата индексирования: Mon Oct 1 19:54:59 2012
Кодировка: koi8-r

Поисковые слова: эффект форбуша

Год спустя: Солнечные, гелиосферные и магнитосферные возмущения в ноябре
2004г.

Ю.И. Ермолаев, Л.М. Зеленый, Г.Н. Застенкер, А.А. Петрукович, М.Ю.
Ермолаев, Институт космических исследований РАН, Москва

М.И. Панасюк, Кузнецов С.Н., Мягкова И.Н., Муравьева Е.А., Юшков Б.Ю,
И.С. Веселовский, НИИЯФ МГУ, Москва

В.Д.Кузнецов, И.М. Черток, В.Н. Ишков, А. В. Белов, Е. А. Ерошенко, В. Г.
Янке
Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн РАН,
Троицк

С.В. Кузин, И.А.Житник, А.П.Игнатьев, В.А. Слемзин, Н.К. Суходрев, С.А.
Шестов
Физический институт им. П.Н.Лебедева РАН, Москва
В.М. Богод, В.С. Котельников, Специальная астрофизическая обсерватория РАН,
Санкт-Петербургский Филиал, Пулково
Л.А.Першаков, М.И.Белоглазов, Полярный геофизический институт КНЦ РАН;
Мурманской обл., г.Апатиты
В.И. Власов, И.В. Чашей, Пущинская Радиоастрономическая обсерватория
ФИАН, Пущино
В.И. Козлов, Институт космофизических исследований и аэрономии СО РАН,
Якутск

Ю.А. Кугаенко, Камчатский филиал Геофизической службы РАН
Н.Г. Клейменова, О.В. Козырева, Объединённый институт физики Земли им.
О.Ю.Шмидта РАН, Москва

В.А. Пархомов, Байкальский государственный университет экономики и права,
Иркутск

Р.З. Хисамов, В.Л. Янчуковский, Станция космических лучей Новосибирской
геофизической обсерватории ГС СО РАН, Новосибирск

Кудела К. ( ИЭФ САН)



Поступила в редакцию . 2005г.

Абстракт.

Спустя год после экстремальных событий на Солнце, в гелиосфере и на
Земле в октябре-ноябре 2003 года [Веселовский и др., 2004; Панасюк и др.,
2004; Ермолаев и др., 2005] ситуация повторилась в ноябре 2004 года. В
работе, подготовленной в основном участниками прошлогодней коллабарации
отечественных исследователей экстремальных явлений, приводятся основные
наблюдательные данные, относящиеся к периоду, когда на Земле наблюдалась
сильная магнитная буря с Dst = -383 нТ. И хотя по силе возмущенности
Солнца, солнечного ветра и магнитосферы рассматриваемый период по ряду
параметров уступает аналогичному периоду 2003 года, приведенные данные
свидетельствует о том, что благодаря событиям осени 2003 и 2004 годов фаза
спада 23-его цикла солнечной активности является одной из самых активных за
весь период всесторонних исследований солнечно-земных связей.

I. Введение.

Исследование влияния солнечных и межпланетных (гелиосферных) явлений
на околоземное пространство было и остается важнейшей составляющей солнечно-
земной физики. Так как такое влияние, часто называемое «Космической
погодой», оказывается важным во многих сферах человеческой деятельности, то
исследования в этом направлении развиваются быстрыми темпами. Несмотря на
то, что общая концепция такого влияния существенно не изменялась на
протяжении многих лет, и к настоящему моменту накоплен большой объем
экспериментальных и теоретических данных (см. например, сборники статей и
обзоры [Space., 2001; The Second., 2002; Gonzalez et al., 1999; Crooker,
2000; Richardson et al., 2001; Bothmer et al., 2002; Ермолаев и Ермолаев,
2003; Cole, 2003; Lyatsky and Tan, 2003; Daglis et al., 2003; Maltsev,
2004; Gonzalez et al., 2004; Echer and Gonzalez, 2004; Yermolaev et al.,
2005; Dmitriev et al., 2005, Schwenn et al., 2005] и ссылки в них),
существуют определенные сложности в прогнозировании эффектов «Космической
погоды». При этом, если на основании измерений параметров межпланетной
среды вблизи магнитосферы Земли (в частности в либрационной точке L1) можно
с высокой степенью точности предсказать отклик магнитосферы и нижележащих
оболочек Земли, то степень «оправдываемости» подобного прогноза на
основании наблюдений Солнца остается достаточно низкой [Ермолаев и
Ермолаев, 2003; Yermolaev et al., 2005]. Это связано, с одной стороны, со
сложностью изучаемой системы, включающей в себя множество отдельных
звеньев, в каждом из которых действуют различные физические механизмы, а с
другой стороны, с ограниченностью экспериментального материала, который в
силу технических сложностей имеется лишь в некоторых точках пространства,
доступных сегодняшним средствам измерения. Поэтому наиболее перспективными
представляются исследования, которые имеют комплексный, междисциплинарный
характер, и такие исследования ведутся как у нас в стране, так и за
рубежом. Прекрасным примером такого подхода может служить «мозговой штурм»
коллабарации отечественных исследователей из более, чем 10 научных
организаций страны, которую удалось собрать ИКИ РАН и НИИЯФ МГУ для
изучения экстремальных событий на Солнце, в гелиосфере и на Земле в октябре-
ноябре 2003 года. Тогда в сравнительно короткий срок удалось собрать
обширный материал по этим событиям, провести международную конференцию и
опубликовать ряд статей, как обзорного характера [Веселовский и др., 2004;
Панасюк и др., 2004; Ермолаев и др., 2005], так и посвященных некоторым
специфическим аспектам (см. 6-й номер журнала «Космические Исследования» за
2004 г. и 1-й номер журнала «Геомагнетизм и Аэрономия» за 2005 г.).
Ровно через год, в конце октября - начале ноября 2004 года, Солнце
снова проявило большую активность и породило ряд сильных межпланетных и
магнитосферных возмущений (см.Рис.1), и хотя эта активность немного не
«дотягивает» по ряду параметров до экстремальных значений, наблюдаемых в
2003 году (3 солнечные вспышки класса Х вместо 11 вспышек этого класса и
магнитная буря с Dst = -383 нТ вместо бури с -401 нТ), тем не менее ее
можно отнести к разряду сильнейших не только в текущем 23-ем цикле
солнечной активности, но и за весь период космических наблюдений. Коллектив
исследователей, в основном сложившийся в период анализа предшествующего
активного периода, провел сбор и анализ новых данных, и вашему вниманию
представляется наблюдательный материал по Солнцу и гелиосфере,
предшествующий магнитной буре 8-10 ноября 2004 года, а также по состоянию
магнитосферы Земли в этот период. Настоящая работа носит предварительный
характер и ставит своей задачей дать общее описание состояния различных
областей пространства в этот период и ознакомить читателя с описанием
основных, как отечественных, так и зарубежных, экспериментальных данных,
которые могут быть полезны для дальнейшего анализа.


Рис.1. Последовательность солнечных и наземных измерений в ноябре
2004 г.
Верхняя и средняя панели: Кр и Dst индексы (пунктирные и сплошные
линии
указывают границы умеренных и сильных магнитных бурь).
Нижняя панель: рентгеновское излучение по измерениям спутника GOES-
12
(буквами и различными линиями показаны классы вспышек). Номерами1-
8 показаны
вспышки, приведенные в Таблице.


Солнечные наблюдения

1. Общее описание солнечных явлений.
Очередной всплеск солнечной вспышечной активности на фазе спада
солнечной активности текущего 23 цикла наблюдался в конце октября - начале
ноября 2004 г. Он связан с прохождением по видимому диску Солнца двух групп
пятен: активные области АО 10961 и АО 10969. В первой из них (АО 10691) за
38 часов 30.10 - 1.11 произошли одна вспышка балла Х и семь вспышек балла
М. Следствие этой активности в околоземном космическом пространстве было
достаточно слабым: 2 протонных события малой интенсивности и ряд внезапных
ионосферных возмущений средней мощности, однако, геомагнитных возмущений не
наблюдалось. Это, возможно было связано с положением АО относительно линии
Солнце-Земля, так как ее гелиодолгота за этот период изменилась от W20 до
W60, и потенциально эффективные возмущения прошли мимо Земли. Поэтому для
анализа передачи воздействия от Солнца до Земли более интересным является
солнечная активность в другой АО (АО 10969).
Рассматриваемая активность была связана с быстрым развитием на диске
области АО 10696 (каррингтоновские координаты N09, L=026) (см.рис.2). По
данным, приведенным в Preliminary Report and Forecast of Solar Geophysical
Data (см. сайт http://www.sel.noaa.gov/weekly/pdf/prf1523.pdf и 1524.pdf),
в период с 1-ого (гелиодолгота Е63) по 6-ое (W08) ноября площадь пятен в
этой области возросла от 60 до 910 м.д.п. (миллионные доли полусферы),
число пятен в ней увеличилось с 6 до 33, а магнитная конфигурация,
соответственно, усложнилась от простой (?) до вспышечно продуктивной (???).
После 6 ноября число и площадь пятен начали уменьшаться с повторным
возрастанием 8 ноября до 48 по количеству и 9 ноября до 730 м.д.п. по
площади пятен, соответственно. Такая бурная эволюция области АО 10696
сопровождалась высокой вспышечной активностью: за время прохождения области
по диску произошло 13 вспышек рентгеновского балла М и 2 вспышки балла Х
(рис. 1).



Рис. 2. Гелиограммы в линии Н? (а) и в УФ канале 284 е (в) за 5 ноября 2004
г. На магнитограмме (б) светлым показано поле северной, а темным - южной
полярности. Обозначена локализации активной области AR 696 - основной
источник вспышечной активности.

Таблица 1. Вспышечные события в АО 10649 в ноябре 2004г. и их проявления в
околоземном пространстве

|NN |Дата, время, |Коорди-н|Балл |ВКМ |МУВ дата, |Магнит. |
| |длит. Мин. |аты | | | |буря |
| | | | | |время | |
|1 |03.11, 15:35, |N11 E40 |М5.0/SN |NE | | |
| |59 | | | | | |
|2 |04.11, 08:45, |N08 E28 |C6.3/SN |P.Halo |07/02:00 | |
| |>79 | | | | | |
|3 |04.11, 21:42, |N11 E19 |M2.5/1N |P.Halo | | |
| |>131 | | | | | |
| |04.11, 22:34 | |M5.4/1N |P.Halo |07/10:00 | |
|4 |05.11, 11:23, |N08 E15 |М4.0/1F |- | | |
| |>10 | | | | | |
| |05.11, 19.10 |N09 E07 |M1.2/SF |- | | |
|5 |06.11, 00:11, |N10 E08 |M9.3/2N |Halo | | |
| |157 | | | | | |
| |06.11, 00:44 | |M5.9 |Halo |07/17:55 | |
| |06.11, 01:40 | |M3.6 |Halo | |08/ -387нТ|
|6 |07.11, 15:42, |N09 W17 |X2.0/2B |Halo |09/18:18 | |
| |>33 | | | | | |
|7 |09.11, 16:59, |N07 W51 |M8.9/2N |Halo | | |
| |90 | | | | | |
|8 |10.11, 0159, 76|N09 W49 |X2.5/3B |Halo | |10/ -289 |
| | | | | | |нТ |

Указанная высокая вспышечная активность сочеталась с весьма
значительной эруптивной активностью. В период с 3 по 10 ноября на
коронографе белого света SOHO/LASCO было зарегистрировано большое число
крупных выбросов корональной массы (ВКМ), в том числе 9 ВКМ типа гало со
свечением вокруг значительной части или всего затмевающего диска
коронографа. На рис.3. представлены разностные изображения этих ВКМ. Для
каждого события они получены по данным коронографа LASCO/C3 путем вычитания
фонового изображения перед эрупцией из изображений на развитой фазе
соответствующего ВКМ. Вид этих ВКМ в картинной плоскости указывает на их
крупномасштабный и даже глобальных характер: уже на расстояниях 10-20 Rs от
Солнца линейные размеры ВКМ превышали диаметр видимого диска в десятки раз.
При этом наиболее яркие структуры ВКМ по мере прохождения области АО 10696
по диску сдвигались с северо-восточного к северному, а затем к северо-
западному сектору околосолнечного пространства. Наблюдавшееся свечение
вокруг других секторов лимба свидетельствует о значительных угловых
размерах КВМ и о возможной существенной составляющей их распространения в
направлении, перпендикулярном картинной плоскости, в данном случае в
направлении Земли.


Рис. 3. Разностные изображения крупнейших корональных выбросов массы типа
гало, зарегистрированных на коронографе белого света SOHO/LASCO/C3 в период
3-10 ноября 2004 г. Внизу каждого кадра указаны даты, а так же времена
основного и фонового кадров.

Хронологически вспышечные и эруптивные события этого периода
активности рассматриваемой группы пятен развивались следующим образом:
первое вспышечное событие балла М1.6/1N произошло в начале суток 3 ноября
(максимум излучения в 1335 UT), которое сопровождалось динамическими радио
всплесками II и IV типа и ярким выбросом коронального вещества (ВКМ) в
северо-восточном направлении. В 1535 UT осуществилось большое вспышечное
событие балла М5.0/SN c радио всплесками II и IV типа и большим
асимметричным ВКМ (первое появление 1606 UT по данным прибора коронографа
С3 на SOHO) на северо-восточном лимбе со скоростью в картинной плоскости
около 900 км/с. Последним событием этого дня стала вспышка балла М1.0/SF в
1803 UT тоже сопровождавшейся асимметричным ВКМ слабой интенсивности. Через
14 часов в 0845 UT 4 ноября осуществилось продолжительное вспышечное
событие балла С6.3/SF, сопровождавшееся значимым динамическим радио
всплеском IV типа и достаточно большим ВКМ (1042 UT) типа частичного гало с
основным выбросом в северо-восточном направлении со скоростью ~635км/с в
картинной плоскости. В конце суток в активной области произошло довольно
редкое событие: за время оптической вспышки балла 1N, длительностью более 2
часов, осуществилось два рентгеновских всплеска балла М2.5 (2142 UT) и М5.4
(2253 UT) с радио всплесками II и IV типа. Начальная фаза развития данной
вспышки соответствующая первому рентгеновскому всплеску проходила в ведомой
части группы пятен. С началом второго всплеска эмиссия захватила
центральную часть и одна эмиссионная лента достигла полутени ведущего
пятна. Данное вспышечное событие породило сложный ВКМ (2342 UT) типа
«частичного гало» с двумя фронтами распространения возмущения [2. LASCO CME
List 2004, ftp://lasco6.nascom.gov/pub/lasco/status/LASCO_CME_List_2004].
Первый фронт развивался в основном у северо-восточного (NE) лимба, тогда
как второй фронт захватил западную полусферу (по данным прибора С3 охватило
около 290?). Средняя скорость распространения ВКВ в картинной плоскости
составила ~1053 км/с. 5 ноября был относительно «спокойным», так как обе
вспышки балла М4.0/1F (1123 UT) и M1.2/SF (1910UT) не сопровождались ВКМ.
Вспышки и ВКМ, произошедшие 3-5 ноября, во время нахождения области АО
10696 на восточной половине диска, не привели к значительным возмущениям в
околоземном космическом пространстве. Энергичные частицы, которые,
возможно, были ускорены в этих событиях, распространяясь вдоль спиральных
силовых линий межпланетного магнитного поля, видимо, прошли восточнее и
северо-восточнее Земли, так же, как и основное тело межпланетных
возмущений, отождествляемых с КВМ, и головная часть фронта ударных волн.
В начале 6 ноября в активной области, расположенной вблизи
центрального меридиана (N09 E05), произошло достаточно редкое вспышечное
событие - оптическая вспышки балла 2N «объединила» три значительных
рентгеновских всплеска М9.3 (0011 UT) с динамическими радио всплесками II и
IV типов, М5.9 (0044 UT) и M1.4 (0140 UT). Однако эта активность также не
привела к возрастанию потока энергичных протонов у Земли. Результатом этого
вспышечного события явился сложный ВКМ типа «полное гало» с ярко
выраженными тремя компонентами с началами 0131UT, 0206UT и 0242UT (по
данным коронографа С3, см.рис.3). Средняя скорость распространения
возмущения в картинной плоскости была порядка 960 км/с. По всей
вероятности, именно этот ВКМ и явился основным источником сильнейшей
геомагнитной бури с минимальной величиной индекса Dst—-373 нТл 8 ноября в
07 UT (рис.1). Этой буре предшествовали три импульса внезапного начала
(SC), зарегистрированные 7 ноября в 02:57, 10:52 и 18:27 UT, что указывает
на сложный характер соответствующего межпланетного возмущения и на
возможный вклад в это возмущение предшествующих эруптивных событий,
произошедших на Солнце в середине дня 4 ноября (рис. 3в), в ночь с 4 на 5
ноября (рис. 3г), а также в течение 5 ноября (рис.1). Если исходить из
наиболее вероятного предположения, что 3-е из упомянутых SC было
инициировано приходом к Земле ударной волны от эруптивного события 6
ноября, то оценочная средняя скорость ударной волны на трассе Солнце-Земля
составит примерно 1000 км/с.
И, наконец, 7 ноября активная область произвела самую большую вспышку
балла Х2.0/2В (1542 UT) первого периода вспышечного энерговыделения. Эта
вспышка сопровождалась наиболее интенсивным радио всплеском на всех
наблюдаемых частотах, динамическими радио всплесками II и IV типа и ВКМ
типа полного гало. Яркий и очень широкий петлевой фронт по данным
коронографа С3 «SOHO» развивался главным образом на WNW, со слабым
распространением к югу, образуя полное гало [см.
ftp://lasco6.nascom.gov/pub/lasco/status/LASCO_CME_List_2004]. Первое
появление выброса на С3 зарегистрировано в 1718 UT. Средняя скорость
распространения возмущения в картинной плоскости была 1460 км/с. Поскольку
область АО 10696 в это время располагалась уже на западной половине диска
(координаты N09W17), данное событие сопровождалось значительным
возрастанием потока протонов у Земли, максимум которого в диапазоне энергий
Е>10 Мэв достиг 4,6в102 см-2 с-1 стер-1 (рис.16). Именно с этим событием,
вероятно, связано SC, зарегистрированное 9 ноября в 09:30 UT, что
соответствует оценочной скорости межпланетной ударной волны порядка 1000
км/с. Второе эруптивное событие, которое могло внести вклад в геомагнитную
бурю 10 ноября, наблюдалось 8 ноября в 03:30 UT как менее интенсивная (балл
SF/C7.9; координаты N08W28), но более продолжительная вспышка (рис. 1) и
относительно слабо светящийся, диффузный и медленный (V—430-520 км/с) ВКМ
типа полного гало (рис. 3ж). Следующую вспышку балла М2.3/1N эта активная
область произвела 8 ноября в 1543, с очень слабо выраженным ВКМ, отмеченным
в 1730 UT.
9 ноября отмечен второй период вспышечной активности, который был
обеспечен всплытием нового потока 6 - 7 ноября в ведомой и центральной
части группы пятен. За 9 часов в активной области осуществились 2 большие
вспышки (9 ноября, 17:19 UT, вспышка 2N/M8.9, координаты N07W51 и 10
ноября, 02:13 UT, вспышка 3N/X2.5, координаты N09W49) и два с ВКМ (09.11
в1748UT типа «полного гало» со скоростью 1800 км/с в картинной плоскости и
10.11 в 0242 UT типа «асимметричного полного гало» со средняя скорость
распространения возмущения в картинной плоскости около 2000 км/с,), в
которых яркое свечение наблюдалось над всем западным лимбом (рис.1 и 3
з,и). В силу локализации источников в западном секторе диска эти явления не
привели к существенным геомагнитным возмущениям, но сопровождались еще
одним возрастанием потока протонов с пиковой интенсивностью (3-4)в102 см-2
с-1 стер-1 (рис.16).
К сказанному следует добавить, что существенным фактором, определившим
силу геомагнитных бурь 8 и 10 ноября, было распределение полярностей
магнитного поля в активной области 696. Как демонстрирует магнитограмма,
показанная на рис.2 б, в северной части области доминировала положительная
полярность, а в южной - отрицательная. Если предположить, следуя [Пудовкин
и др., 1977], что при эрупции магнитное поле так или иначе переносится
межпланетным возмущением с сохранением полярности поля в источнике, то
указанное распределение полярностей на Солнца должно было приводить у Земли
к существенной отрицательной Bz-компоненте, что и наблюдалось во время
геомагнитных бурь 8 и 10 ноября.
Результатом описанных эруптивных событий, в частности, крупных КВМ 6-10
ноября и соответствующих межпланетных возмущений, явилось также сложное,
глубокое и продолжительное форбуш-понижение интенсивности галактических
космических лучей. Оно началось 7 ноября одновременно с первой геомагнитной
бурей, достигло максимальной амплитуды 10 ноября, а его фаза восстановления
длилась вплоть до середины ноября.

2. Динамика солнечной активности по данным наблюдений комплекса СПИРИТ на
ИСЗ КОРОНАС-Ф

В период с 1 по 8 ноября 2004 г. проводились наблюдения с телескопом СПИРИТ
на спутнике КОРОНАС-Ф [Ораевский и др., 2002]. При этом регистрировались
изображения полного диска в каналах 175 и 304 ? 4 раза в сутки с
интервалами 4-8 часов и полные спектрогелиограммы 2 раза в сутки. Несколько
из полученных телескопических изображений показаны на рис. 4. В таблице 2
приведены времена вспышек и СМЕ, произошедших в указанный период, и для
которых имеются данные СПИРИТ.



Рис. 4. Изображения солнца в каналах 175 и 304 е, полученные 3-8 ноября
2005 г. телескопом СПИРИТ на спутнике КОРОНАС-Ф.



Таблица 2. Вспышки и СМЕ, зарегистрированные телескопом СПИРИТ с 1 по 9
ноября 2004г.

|Дата |класс |Начало/max/коне|? AR|Начало |Направ-|Раствор|V, км.с |
| |вспышки |ц | |СМЕ* |ление* |СМЕ * |(линейна|
| | |(GOES) | | | | |я |
| | | | | | | |аппрокс.|
| | | | | | | |)* |
|03/11-0|М5.0 |1535 - 1547 - |696 |16:06 |342 |316(H) |781 |
|4 | |1555 | | | | | |
|06/11-0|М3.6 |0140 - 0157 - |696 |01:31 |036 |196 |612 |
|4 | |0208 | |15:54 |120 |20 |1953 |
|07/11-0|X2.0 |1542 - 1606 - |696 |15:54(?| | | |
|4 | |1615 | |) | | | |
|08/11-0|М2.3 |1543 - 1549 - |696 |14:30 |313 |26 |558 |
|4 | |1552 | |16:30 |325 |10 |220 |


* По данным коронографа LASCO на обсерватории SOHO, обработанным по
программе CACTUS Королевской обсерватории Бельгии [см.
http://sidc.oma.be/cactus/out/ latestCMEs.html].

2.1. Димминги

Для исследования структуры диммингов по полученным данным были
построены фиксированные разностные изображения, которые отражают суммарные
изменения активности, произошедшие между двумя последовательными кадрами. В
качестве опорных выбирались изображения, соответствующие моментам времени
до вспышек. Последующие изображения в обоих каналах были повернуты против
вращения Солнца ко времени базовых кадров, и затем из них были вычтены
базовые изображения. Для повышения контраста диммингов яркости в разностных
изображениях были приведены к нелинейной шкале.

Фиксированные разностные изображения, полученные телескопом СПИРИТ,
и для сравнения - аналогичные изображения телескопа SOHO/EIT, представлены
на рис. 5. Все перечисленные в таблице 2 явления произошли в большом
комплексе, объединяющем активные области АО 10693, 10695 и 10696.









Рис. 5. Фиксированные разностные изображения в каналах телескопа
СПИРИТ 175 и 304 е и аналогичные изображения в канале 195 е телескопа
SOHO/EIT, полученные 3, 6, 7 и 8 ноября 2004 г. В нижнем правом углу
приведены времена регистрации текущего и базового изображений.



В результате вспышки и эруптивного события 3 ноября в районе АО 10696
образовалась классическая пара компактных диммингов, соответствующих
подножиям эруптивной магнитной петли. Эти димминги видны с большим
контрастом в каналах 175 и 195 е и значительно слабее - в канале 304 е, что
может быть связано с задержкой развития димминга в переходном слое [Черток
и др., 2004].

6 ноября наблюдалось несколько диммингов. Во всех каналах наблюдался
контрастный компактный димминг на восток от АО 10696 и узкий димминг в
северо-западном направлении. В корональных каналах 175 и 195 е наблюдался
также протяженный димминг в юго-западном направлении в сторону области АО
10695. В канале переходного слоя 304 е этот димминг не просматривается.
Возможно, он образовался на месте ранее существовавшей высокой
трансэкваториальной петли с температурой порядка 1-2 МК, не видимой в
канале 304 е.

Эруптивные явления 7 ноября привели к образованию нескольких крупно-
масштабных диммингов вблизи АО 10696, 10695 и 10693, что свидетельствует о
тесной связи магнитных структур этих областей. Кроме компактных диммингов
вблизи всех трех АО 10696, 10695 и 10693 образовался диффузный протяженный
димминг на север от АО 10696 на месте ранее просматривавшейся в исходных
изображениях области уярчения на границе с низкоширотной корональной
дырой.

8 ноября картина диммингов в целом повторила наблюдавшуюся днем
ранее, однако кроме компактных диммингов вблизи всех трех АО в корональных
линиях возник протяженный димминг между АО 10696 и 10695, подобный такому
же диммингу от 6 ноября. Это говорит о том, что трансэкваториальная петля
масштаба R/2 ~ 300 тыс. км восстановилась за двое суток. Кроме диммингов,
в разностных изображениях обращает на себя внимание восстановление яркости
в области диффузного димминга в северном направлении от АО 10696 и
появление высокой арочной системы в районе АО 10693, уходящей за лимб,
однако связь этих событий с произошедшими в этот промежуток времени
вспышками и выбросами корональных масс неочевидна.


2.2. Спектр области вспышки 8 ноября 2004 г. в участке 285-335 е

На рис. 6 (а) приведена спектрогелиограмма Солнца, полученная
спектрогелиографом комплекса СПИРИТ в участке 285-335 е в 15:49:28 UT при
экспозиции 150 с, то есть практически в максимуме рентгеновской вспышки по
GOES. Изображения Солнца в отдельных спектральных линиях имеют вид
эллипсоидов, сжатых в направлении дисперсии [Бейгман и др., 2005]. Линейный
скан спектрогелиограммы вдоль направления дисперсии дает свертку
спектральных линий с распределением яркости вдоль данного сечения диска.
Скан 1 на спектрогелиограмме пересекает область вспышки, а скан 2, для
сравнения, смещен так, что проходит через область димминга и спокойные
участки на диске.



Рис. 6. (а) - спектрогелиограмма Солнца в участке спектра 285-335 ?,
полученная во время вспышки 8 ноября 2004 г. (15:49:28 UT); (b) -
расположение направления дисперсии и сканов на диске Солнца; (c) - спектры
вдоль сканов 1 (область вспышки) и 2 (область димминга и спокойные участки)



Ориентация сканов по отношению к диску показана на рис. 6 (b), а
полученные спектры и их расшифровка - на рис. 6 (с). Наиболее яркие линии
ионов, выделенные в спектрах, приведены в таблице 3 [Бейгман и др., 2005]..

Таблица 3. Спектральные линии ионов, наблюдавшиеся во время вспышки 8
ноября 2003 г.

|Ион |длина волны, е |log10(Tmax) |
|He II |303.78 |4.9 |
|Si VIII |314.36, 316.22, 319.84 |5.9 |
|Mg VIII |313.74, 315.02, 317.03 |6.0 |
|Al X |332.79 |6.1 |
|Si IX |292.81, 296.16 |6.1 |
|Si XI |303.33 |6.2 |
|Fe XV |284.16 |6.4 |
|Ni XVIII |291.98 |6.7 |
|Fe XVII |323.47 |6.9 |
|Ca XVIII |302.19 |7.0 |


В спектре 1 отчетливо выделяются горячие линии вспышечной области с
температурой возбуждения log10(T) > 6,4 (Ca XVIII, Ni XVIII, Fe XVII),
которые практически отсутствуют в спектре 2. Остальные линии с температурой
возбуждения log10(T) = 5,9-6,2 видны в обоих спектрах, однако их
максимальная яркость в районе вспышки превосходит яркость на спокойных
участках примерно в 2 - 3 раза. Таким образом, можно утверждать, что в
области вспышки в момент получения спектрогелиограммы температура
составляла не менее 10 МК, а мера эмиссии в области температур 0,8 - 1,5 МК
была в 2-3 раза выше, чем в окружающих областях. Методика определения
дифференциальной меры эмиссии по данным XUV спектрогелиометра СПИРИТ
подробно описана в [5 ???]

Отметим, что в спектре 2 на некоторых линиях с температурой
возбуждения порядка 1 МК (SiIX 296 ?, SiVIII 315 ? и др.) видны небольшие
провалы, которые могут быть связаны с пониженной мерой эмиссии в области
димминга. Точные количественные измерения в данном случае затруднены из-за
недостаточно хорошей статистики сигнала.



3. Динамика солнечной активности по данным наблюдений РАТАН-600

В интервале 2-11 ноября 2004г. проводились наблюдения на радиотелескопе
РАТАН-600 в диапазоне волн 1.83 - 15 см [Bogod and, Tokhchukova, 2003]. На
рис.7. показаны моменты измерений на РАТАН-600 (в виде вертикальных серых
линий), совмещенные с записями КА GOES в рентгеновском диапазоне.
Весь период активности определялся активностью одной вспышечно-
продуктивной активной областью АО 10696. Особенность радиоизлучения этой
области состояла в том, что она имела стабильные спектрально-
поляризационные характеристики в течение всего периода. Исключение
составляет лишь 7 ноября 2004г., когда в спектре поляризованного излучения
происходили резкие изменения в знаке круговой поляризации.
Анализ рис.7 показывает наличие двух периодов активности этой области.
С 2 по 7 ноября существовала нарастающая активность на уровне нескольких
вспышек класса М, которая завершилась 7 ноября генерацией вспышки уровня Х
2.0 в 15: 40 UT. Второй период активности завершился генерацией вспышки
уровня Х 2.5 в 02: 04 10 ноября. Как следует из анализа данных спектрально-
поляризационных наблюдений на РАТАН-600 и сопоставления с данными
спутниковых наблюдений в других диапазонах э-м. спектра, активность
вспышечно-продуктивной области АО 10696 была различной для двух временных
интервалах. Первый интервал длился до генерации мощной вспышки 7 ноября
2004г. в 15:40, а второй простирался до генерации двух мощных вспышек 9
ноября М8.9 в 16:59 и 10 ноября 2004г. Х2.5 в 02:04 (см. рис.1, 7).
Пятенная структура АО в линии Н(альфа) (рис.8) была сложной, а магнитная
структура (рис.9) несмотря на сложность, менялась монотонно в течение всего
времени нахождения на диске. Воздействие обоих интервалов активности на
магнитосферу Земли также было различным