Исследования солнечной активности в Байкальской астрофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН

Байкальская астрофизическая обсерватория (БАО) Института солнечно-земной физики (ИСЗФ) СО РАН (до 1993 г. — Сибирский институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн (СибИЗМИР)) расположена в пос. Листвянка на юго-западном побережье оз. Байкал, в 70 км от Иркутска. Географические координаты обсерватории: 104°53 30" E, 51°50 47" N. В БАО ведется мониторинг солнечной активности, проводятся проблемно ориентированные спектральные, спектрополяриметрические и фильтровые наблюдения нестационарных процессов в атмосфере Солнца с целью исследования механизмов их возникновения и развития [Отчет о научно-исследовательской и научно-организационной деятельности…, 2017].

Основной целью создания БАО в 60-е гг. ХХ в. была реализация уникального по тем временам проекта — создание Большого солнечного вакуумного телескопа (БСВТ). Инструмент, предназначенный для исследования тонкой структуры солнечных образований, должен был отвечать самым высоким требованиям, по отдельным параметрам превосходя мировые аналоги. Проект возглавил директор института член-корреспондент АН СССР В.Е. Степанов.

Развернутая в институте программа поиска пункта с оптимальным астроклиматом была нацелена прежде всего на обследование котловины оз. Байкал, где из-за значительной массы холодной воды регулярно удерживается инверсия температуры воздуха, благодаря чему эффективно подавляется конвекция, ухудшающая качество изображения [Ковадло, 2003] .

В 1966 г. в СибИЗМИР были начаты экспедиционные работы по выбору места для обсерватории под руководством Ш.П. Дарчии. За три года были изучены семь пунктов: Листвянка, Большое Голоустное, Торей, Монды, а также Большой и Малый Ушканьи острова и пункт на льду оз. Байкал (в зимнее время) в 15 км от берега напротив пос. Листвянка. Дополнительно были проведены исследования в двух километрах от Листвянки на вершине горы высотой 908 м над уровнем моря. В основном это были визуальные оценки дрожания края солнечного диска и измерения флуктуаций температуры в приземном слое до высоты 20 м [Дарчия, 1970, 1985; Иванов, 1970; Аксаментова и др., 1971; Банин, 1971; Дарчия и др., 1971; Ковадло и др., 1972, 1973] . По итогам изысканий предпочтение было отдано Листвянке.

В 1968 г. на гребне горы за пос. Листвянка на высоте 70 м над уровнем Байкала под руководством В.Г. Банина сооружен временный павильон для телескопа АЦУ-24 будущей обсерватории (рис. 1). Здесь начались регулярные наблюдения хромосферы Солнца.

Наблюдения на этом инструменте, а также на перевезенном сюда в 1971 г. фотосферно-хромосферном телескопе АФР подтвердили высокие астроклимати-ческие характеристики выбранного пункта. Было принято решение о сооружении здесь БСВТ. Проектирование инструмента началось в 1969 г., строительство здания БСВТ было выполнено в 1972–1975 гг. (рис. 2).

БАО с самого начала рассматривалась как комплекс из нескольких солнечных телескопов, работающих как по собственным научным программам, так и в режиме сопровождения базовых наблюдений на БСВТ. Сетевой телескоп АФР, созданный в конце 1950-х гг. в рамках программы Международного геофизического года [Жеребцов, Язев, 2008] , уже не соответствовал современным требованиям. Требовалось увеличить пространственное разрешение наблю-

Рис. 1 . Первый павильон БАО с горизонтальным солнечным телескопом АЦУ-24

Рис. 2. Общий вид БСВТ дений солнечной хромосферы до 1 угл. сек. В 1979 г. в институте была разработана оригинальная оптическая схема нового хромосферного телескопа с теоретическим разрешением 0.92 угл. сек. Был применен, в частности, опыт, полученный во время наблюдений на телескопе АЦУ-24 [Степанов, Трифонов, 1974]. Хромосферный телескоп полного диска, построенный в институте, приступил к наблюдениям в 1980 г.

Первоначально работы в пос. Листвянке велись как экспедиционные (экспедиция «Вершина»), хотя уже с середины 1960-х гг. здесь использовались стационарные объекты: дома для наблюдателей, временные павильоны первых телескопов АЦУ-24 и АФР-2 и -3. 25 апреля 1978 г. ученый совет СибИЗМИР СО АН СССР принял решение о создании в Листвянке Байкальской астрофизической обсерватории на правах структурного подразделения института.

В настоящей работе, приуроченной к 40-летию БАО, кратко приведена история развития обсерватории, а также сделан обзор ключевых научных результатов исследований, выполненных с помощью Большого солнечного вакуумного телескопа и хромосферного телескопа полного диска Солнца. В работе не рассматриваются результаты исследований, проводившихся на других телескопах БАО.

ТЕЛЕСКОПЫ БАО — БСВТ И ХРОМОСФЕРНЫЙ ТЕЛЕСКОП ПОЛНОГО ДИСКА СОЛНЦА

Уникальные возможности БСВТ позволяют проводить высококачественные наблюдения тонкоструктурных образований на Солнце. Теоретическое пространственное разрешение телескопа составляет 0.2 угл. сек.

Оптическая схема инструмента включает полярный сидеростат диаметром 1 м, двухлинзовый ахроматический объектив диаметром 760 мм с фокусным расстоянием 40 м и спектрограф. Сорокаметровая наклонная труба телескопа объемом около 50 м3 заключена в металлический герметичный контур, сверху и снизу закрытый толстыми плоскопараллельными прозрачными пластинами из оптического стекла марки К8. Специальная установка позволяет вакуумировать телескоп, понижая давление внутри его трубы до нескольких миллиметров ртутного столба.

БСВТ оснащен высокодисперсионным спектрографом с оптической схемой Эберта—Фасти с фокусным расстоянием 15 м. С помощью спектрографа можно определять физические параметры солнечной плазмы: скорость движения вещества, химический состав, магнитное поле, а также оценивать температуру, скорость микротурбулентности и электронную концентрацию. Основным элементом спектрографа является дифракционная решетка размером 200×300 мм, имеющая 600 штр/мм. Спектральное разрешение спектрографа — 0.0007 нм для 5-го порядка [Фирстова и др., 1990] .

Фактическое пространственное разрешение комплекса телескоп–спектрограф достигает 0.4 угл. сек., что важно для изучения тонкой структуры на Солнце. В спектрографе имеются два камерных зеркала, что дает возможность одновременно регистрировать разные области солнечного спектра. Для получения поляризационных спектров и расчета параметров Стокса узел спектральной щели снабжен ромбоэдром и фазовыми пластинками. Таким образом, в камерной части спектрографа формируются четыре спектра (два спектральных участка, каждый в разных поляризациях). Регистрация спектров производится с помощью широкоформатной ПЗС-камеры FLIGrab (2048×2048).

На рис. 3 приведены четыре спектрограммы протуберанца, полученные одновременно в водородных линиях Нα и Нβ в двух поляризациях. Параллельно с регистрацией спектров осуществляется съемка Нα-фильтрограмм Солнца в отраженном свете от зеркальной щели спектрографа. Основными приборами этого оптического блока, кроме перестраивающих объективов, являются узкополосный (5 нм) интерференционно-поляризационный фильтр, центрированный на линию водорода Нα, и ПЗС-камера Princeton Instruments (512×512 пикселей).

Разработка хромосферного телескопа полного диска была защищена государственным авторским свидетельством (В.Г. Банин, Ю.А. Клевцов, В.И. Ско-моровский и В.Д. Трифонов). Чертежи инструмента разработал В.Д. Трифонов при участии В.Я. Говорухина, В.П. Квачевой и В.В. Троценко. Оптические элементы для нового телескопа были изготовлены Ю.А. Клевцовым под руководством В.И. Скоморов-

Рис. 3. Спектрограммы двух протуберанцев, полученные в водородных линиях Нα (два нижних спектра) и Нβ (два верхних спектра) одновременно. Длина спектров в Нα — 39 Å, в Нβ — 25 Å, высота спектральных полосок — 30 угл. сек ского, электронную часть и систему управления спроектировал инженер А.А. Сидоренков. Механические детали были изготовлены в мастерских института. Окончательную юстировку телескопа выполнили В.Д. Трифонов и Ю.А. Клевцов.

Телескоп был установлен в БАО в апреле 1980 г. в построенной к тому времени стационарной башне с куполом диаметром 5 м на высоте 12 м в 150 м от берега Байкала (75 м над уровнем озера, см. рис. 4). Диаметр изображения Солнца на фотопленке шириной 80 мм составлял 50–52 мм, расчетное разрешение в центре поля зрения — 0.92 угл. сек., на краю — 1.3 угл. сек. В течение первых месяцев наблюдений летом 1980 г. В.Д. Трифонову удалось получить превосходные негативы полного диска Солнца в линии Нα с разрешением, близким к 1 угл. сек. Таким образом, новый телескоп, полностью разработанный и изготовленный в СибИЗМИР АН СССР, по основным характеристикам не уступал американскому телескопу фирмы «Локхид» и превосходил германский телескоп фирмы «Оптон» [Клевцов, Трифонов, 1980; Банин и др., 1982а] . Данные первых лет наблюдений подтвердили высокие характеристики хромосферного телескопа [Банин и др., 1982б] .

По заказу ряда обсерваторий СССР по инициативе заведующего отделом физики Солнца института д.ф.-м.н. В.М. Григорьева на опытных заводах Академии наук Иркутска и Новосибирска была изготовлена серия подобных телескопов для Астрономического института Узбекистана (Ташкент), Астрономической обсерватории Украины (Львов), Физико-технического института Туркмении (Ашхабад), Саянской астрофизической обсерватории СибИЗМИР. Для БАО были изготовлены еще два хромосферных телескопа: телескоп крупномасштабного изображения для наблюдений отдельных активных областей (фокусное расстояние 14 м) и телескоп для наблюдения полного диска Солнца в линии K СаII (фокусное расстояние 5.3 м).

В 2000 г., после перехода на регистрацию изображений Солнца с помощью ПЗС-камеры Princeton Instruments с матричным детектором с разрешением 2048×2048 пикселей, в конструкцию хромосферного телескопа были внесены необходимые изменения, а с 2008 г. используется высокоскоростная (2.5 кадра в секунду) ПЗС-камера Hamamatsu 9300-124 с детектором с разрешением 2600×3800 пикселей, что дает возможность получать серии кадров с высоким временным разрешением при наблюдении быстрых нестационарных процессов в солнечной хромосфере.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЙ, ВЫПОЛНЕННЫХ НА БСВТ

Наиболее интересные объекты, наблюдаемые на БСВТ, — солнечные вспышки. Одной из важных научных проблем, связанных с возникновением вспышек, является механизм нагрева хромосферы. Однако единой теории образования вспышек до сих пор нет.

Согласно современным представлениям, в начале вспышки происходит освобождение энергии в короне,

Рис. 4 . Наблюдения на фотосферно-хромосферном телескопе (А.В. Боровик, 1980 г.)

затем регистрируется нагрев хромосферы. Перенос энергии из короны в хромосферу возможен разными путями — за счет теплопроводности, рентгеновского излучения, а также пучками заряженных частиц. В настоящее время предпочтение отдается последнему механизму, поскольку имеются наблюдения, показывающие хорошее пространственное совпадение рентгеновских источников с положением эмиссионных элементов во время солнечных вспышек в хромосфере. Рентгеновское излучение во время вспышки можно объяснить торможением электронов при бомбардировке ими плотных хромосферных слоев. Однако, как показали теоретические исследования, энергии электронных пучков недостаточно для поддержания процесса хромосферной вспышки, поэтому существует предположение, что в нагреве хромосферы могут участвовать пучки протонов. Бомбардировка хромосферы высокоэнергичными частицами может вызвать ударную линейную поляризацию спектральных линий. Предполагается, что пучки частиц вторгаются в хромосферу радиально, следовательно, максимальная поляризация должна наблюдаться для вспышек, находящихся на краю солнечного диска. Таким образом, степень поляризации спектральных линий может зависеть от положения вспышки на солнечном диске. Изучению описанных процессов и посвящены основные исследования на БСВТ.

Наиболее подробно была исследована вспышка балла 2В/Х4.8, возникшая на восточном краю солнечного диска 23 июля 2002 г. [Firstova et al., 2008, 2012, 2014] . Данная вспышка также была изучена с помощью инструментов, установленных на космическом аппарате RHESSI [Krucker et al., 2003] . На БСВТ эта мощная протонная вспышка наблюдалась с 00:29 до 01:29 UT. Было обработано 250 вспышечных Нα-спектрограмм. Пример спектра вспышки приведен на рис. 5. На спектрограммах вдоль дисперсии было сделано 664 фотометрических разреза.

Рис. 5 . Нα-спектрограмма (одна из двух полосок спектра), полученная при пересечении щелью спектрографа БСВТ двух лент вспышки

В большинстве разрезов не было обнаружено свидетельств линейной поляризации. Только на первых 12 кадрах на мелкомасштабных (2–4 угл. сек.) участках вспышки были зарегистрированы кратковременные (десятки секунд) значения параметров Стокса в пределах от 2 до 6 %.

Удалось выявить различие в поведении профилей интенсивности линии Нα и профилей параметров Стокса в двух подножиях одной вспышечной петли. Поляризация отсутствует в том случае, когда профиль линии Н α оказывается чисто эмиссионным, без поглощения в центре линии. Установлен важный факт: поляризация, обнаруженная в самом начале наблюдаемой протонной вспышки, проявлялась только в узлах с самопоглощением в центре линии Н α . Появление центрального провала в контуре линии свидетельствует о воздействии потока ускоренных электронов на хромосферу во время вспышки. На это же указывают кратковременность периода, в течение которого наблюдалась поляризация одновременно с самопоглощением линии, и малые размеры областей, где наблюдался эффект.

Для подтверждения феномена вспышечной поляризации спектральных линий дополнительно были обработаны данные, полученные во время 32 солнечных вспышек рентгеновских классов С, М и Х (две вспышки), наблюдавшихся на БСВТ. Свидетельства ударной поляризации были выявлены только в 13 из них. Величины линейных параметров Стокса составляли 2–7 %. Впервые по данным в линии Нα было обнаружено изменение знака параметра Стокса с глубиной хромосферы [Firstova et al., 2014] . По разрезам поперек вспышечной ленты отмечался переход от отрицательных параметров Стокса к положительным всего на расстоянии 1–2 угл. сек. Смена знака параметра Стокса интерпретируется как переход поляризации от радиального направления к тангенциальному. В случае воздействия пучков протонов это происходит при 400 кэВ, а в случае воздействия пучков электронов — при 200 эВ.

В статье [Фирстова, 2015] было продолжено исследование вспышки 23 июля 2002 г. с привлечением наблюдений рентгеновского и γ-излучений на RHESSI [Lin et al., 2003]. Было проведено сопоставление положения высокоразрешенных спектрополяриметрических наблюдений на БСВТ с данными космического аппарата. Оказалось, что над той вспышечной лентой, где имелось самообращение линии Нα и была выявлена ударная поляризация, наблюдался источник γ-излучения, обусловленный потоком высокоэнергичных (более 1 МэВ) и даже релятивистских электронов. Над лентой, где обна- ружено самообращение линии и не выявлена поляризация, был расположен типичный источник жесткого рентгена с энергией 20–120 кэВ. Таким образом, наблюдавшаяся во время вспышки линейная поляризация интерпретируется как ударная поляризация, вызванная бомбардировкой хромосферы высокоэнергичными пучками электронов.

Интересный объект для исследования представляла собой лимбовая система вспышечных петель, образовавшихся после вспышки «Масуда» балла M7.7, которая началась 19 июля 2012 г. в 04:17 UT. Наблюдения петель проводилось на БСВТ в активной области (AО) NOAA 11 520 на юго-западном лимбе Солнца [Фирстова, Поляков, 2017] . Временной интервал этих наблюдений составил 06:54– 07:40 UT. Эта же вспышка была подробно исследована в [Liu et al., 2013] по данным RHESSI и SDO/AIA, к сожалению , в данной работе отсутствуют одновременные наблюдения петель в области линии Нα. Водородные спектры Нα регистрировались на двухкамерном спектрографе БСВТ с помощью широкоформатной матрицы Fligrab. На рис. 6 представлены спектрограммы при разрезе спектральной щелью вершины и подножия петли в сравнении с разрезом близлежащей фотосферы.

Задачей исследования являлось определение физических условий плазмы в холодных петлях. Высота вспышечных Нα-петель составила 42 000 км, поперечники петель сравнимы в их ногах и вершинах: 8500 и 11 400 км. Была проведена оценка скорости подъема аркады петель — порядка 3.5 км/с. Разность высот между Нα-петлями и петлями в линии 94 Å составила около 2×104 км. Спектральные профили линии Нα были получены в петлях (237 профилей), фотосфере и хромосфере. Эквивалентные ширины профилей линии Нα в петлях варьировали от 1.18 до 1.56 Å. Разброс лучевых скоростей в петлях был велик, но он заметно уменьшался с увеличением эквивалентной ширины. В большинстве случаев лучевые скорости имели отрицательные значения (от –0.96 до –16.36 км/с). Измеренные доплеровские скорости Нα-профилей (0.59–0.78 Å) позволили оценить температуру и скорость микротурбулентности. При температуре порядка 1.5×104 K скорость микротурбулентности составляет 16.8–24.8 км/с. Зная

Рис. 6 . Спектрограммы в области линии Нα: вверху — спектр в вершине петли, внизу — спектр в фотосфере и основании петли

Solar activity research… эквивалентную ширину профилей линии Нα, можно определить электронную концентрацию. По расчетам, электронная концентрация во вспышечных Нα-петлях составляет n e = 10¹¹ см^–3.

Таким образом, в результате наблюдений солнечных вспышек с применением поляризационной оптики БСВТ удалось показать, что во время некоторых вспышек присутствует ударная линейная поляризация линии Нα. Это свидетельствует о возможности нетеплового переноса энергии из короны в хромосферу. Наблюдаемая ударная поляризация объясняется бомбардировкой хромосферы пучками энергичных частиц. Возникновение эффекта поляризации происходит в основном на начальной взрывной фазе вспышки.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЙ, ВЫПОЛНЕННЫХ

НА ХРОМОСФЕРНОМ ТЕЛЕСКОПЕ ПОЛНОГО ДИСКА

Регулярные наблюдения на хромосферном телескопе полного диска были начаты в 1980 г. Анализ материалов, полученных в 1980–1981 гг. В.Д. Трифоновым, А.В. Боровиком и С.А. Язевым, подтвердил высокие астроклиматические характеристики выбранного пункта и богатые возможности нового инструмента [Банин и др., 1982б] . Из 11.5 тыс. негативов оказалось 10.2 % отличных изображений (турбулентный кружок дрожания менее 1 угл. сек.), 34.5 % — хороших (кружок в пределах 1–2 угл. сек.).

Возможность наблюдать весь диск Солнца, включая залимбовые структуры, с высоким угловым разрешением позволила поставить основные научные задачи:

• •    мониторинг уровня солнечной активности на хромосферном уровне;

• •    исследование комплексов активности на Солнце;

• •    исследование солнечных вспышек;

• •    исследование феноменологии хромосферных образований, в том числе фрактальными методами.

Мониторинг хромосферной активности

С 1980 по 1999 г. с помощью хромосферного телескопа полного диска велись регулярные синоптические наблюдения хромосферы Солнца. Во время нерегулярных явлений скорость съемки увеличивалась, выполнялось фотографирование Солнца со смещением полосы пропускания фильтра в пределах ±1.0 Å с шагом 0.25 Å. С 2000 г. выполнялись наблюдения по специальным программам (не круглогодично).

Данные мониторинга хранятся в ИСЗФ СО РАН, результаты наблюдений каталогизированы, негативы (1980–1999) частично оцифрованы. Фильтрограммы, полученные в 2000–2002 гг., доступны на сайте ИСЗФ СО РАН. С помощью телескопа были получены данные о состоянии хромосферы Солнца на протяжении почти 30 лет.

Исследования комплексов активности

Исследования комплексов активности (КА) были начаты в 1981 г. после получения высококачественных данных о развитии крупного КА, наблюдавшегося в марте–июне 1981 г. и давшего серию сильных гомологичных вспышек в мае 1981 г., отснятых С.А. Язевым. Эти исследования были начаты В.Г. Баниным, предложившим феноменологическую модель комплекса активности [Банин, 1983] на уровне фотосферы и хромосферы, и продолжены С.А. Язевым [1990а] . Было показано, что в центральной части КА, где находятся активные области, включающие в себя одну или несколько групп пятен, преобладают сильные (флоккульные и пятен-ные) квазивертикальные магнитные поля. Центральная часть КА охвачена поясом квазигоризонтальных магнитных полей, расположенных радиально по отношению к центральной части. Банин указал на сходство структуры солнечного пятна и КА. Баниным и Язевым был разработан метод площадок длительной активности, основанный на анализе синоптических карт поверхности Солнца, на которых нанесены солнечные пятна [Банин и др., 1988; Банин, Язев, 1989] . Карты строились для каждого кэррингтоновского оборота Солнца в кэррингтоновских гелиоцентрических координатах, представленных в прямоугольной проекции. На картах выделялись участки размером 20×20 гелиографических градусов, где не менее трех солнечных оборотов наблюдалась пятенная активность. Эти участки были названы площадками длительной активности [Банин, Язев, 1989, 1991а, 1997] , или ядрами КА [Язев, 2015] .

В 1986 г. был начат мониторинг КА на основе наблюдений солнечных пятен с помощью фото-сферного телескопа БАО и хромосферных наблюдений. С 1986 г. составляются синоптические карты пятенной активности, по которым идентифицируются ядра КА [Язев, Рожина, 1998] , и ведется каталог КА [Язев, 2010а] . Описанный подход позволил выделить новое важное проявление солнечной активности, а также исследовать его феноменологию, особенности развития, пространственные и временные характеристики. Традиционное изучение комплексов активных областей позволяло рассматривать связь активных областей только в данный момент времени. Идеология же КА рассматривает прежде всего эволюцию очагов активности, проявляющуюся в многомесячном развитии ядер КА. Переход от рассмотрения комплексов активных областей к рассмотрению комплексов активности позволил установить важные закономерности развития геоэффективных структур на Солнце. Целый ряд закономерностей развития КА представлен в монографии С.А. Язева «Феномен комплексов активности на Солнце» [2014] .

Привлекая другие источники данных, удалось выявить статистическую связь ядер КА с сильными солнечными вспышками [Банин и др., 1991; Исаева, Язев, 2013; Исаева и др., 2018] : оказалось, что порядка 80 % сильных протонных событий происходят в ядрах и окрестностях ядер КА. Было показано, что на месте

Рис. 7. Хромосфера Солнца в январе 1989 г.: крупный комплекс активности в южном полушарии и распадающийся комплекс активности в северном полушарии распадающихся ядер КА формируются низкоширотные корональные дыры [Банин, Язев, 1991б; Язев, 2010б]. Школа исследования КА, заложенная в БАО В.Г. Баниным, продолжает развиваться.

Исследования солнечных вспышек

В архиве наблюдений на хромосферном телескопе БАО имеется значительное количество снимков вспышек разной мощности, в том числе с высоким качеством изображения, что позволило выполнить цикл исследований феноменологии вспышек в хромосфере. Исследования были начаты с анализа развития сильной вспышки, отснятой 5 ноября 1970 г. В.Д. Трифоновым еще с помощью серийного телескопа AЦУ-24 [Банин, Федорова, 1971] . В работах [Банин, 1983; Банин и др., 1983; Головко, 1983; Язев, 1983] с беспрецедентной подробностью описаны изменения тонкой структуры хромосферы перед сильной вспышкой 16 мая 1981 г. и во время нее, впервые наблюдавшиеся со столь высоким угловым разрешением (рис. 8). Большое поле зрения телескопа (полный диск) позволило обнаружить активизации тонкой структуры и уярчения, находившиеся далеко от области вспышки и даже в другом полушарии [Синкевич, Язев, 2001] .

Сопоставление картины хромосферных возмущений с магнитограммами высокого разрешения позволило В.Г. Банину выявить особую роль линий раздела магнитных полярностей в развитии и распространении вспышечных активизаций на уровне хромосферы. Была отмечена также важная роль конвективных структур в формировании вспышечных уярчений [Банин, 1984, 1986, 1998] . Разработанные подходы применялись и к ряду других вспышечных событий, зарегистрированных на хромосферном телескопе БАО [Язев и др., 1990; Язев, 1990б; Агалаков и др., 1995; Agalakov et al., 1997] .

Рис. 8 . Вспышка 16 мая 1981 г. Фрагмент изображения, полученного в БАО

В результате подробного анализа феноменологии солнечных вспышек, наблюдавшихся в БАО, были усовершенствованы существующие модели вспышки [Сидоров, Адельханов, 1999; Сидоров и др., 2010] . Это направление исследований было продолжено с привлечением данных других инструментов.

Высокое угловое разрешение хромосферного телескопа БАО позволило поставить и успешно решить задачу исследования феномена малых солнечных вспышек (оптический балл S), составляющих более 90 % всех вспышек на Солнце, наблюдаемых в хромосферных линиях. На основе многочисленных наблюдательных материалов БАО была подробно изучена морфология вспышек малой мощности. Получены доказательства того, что малые вспышки, так же как и крупные, сопровождаются возмущением и активизацией хромосферных структур — появлением арочных волокон и сосредоточенных вокруг места вспышки хромосферных активизаций [Borovik, 1988; Боровик, 1989] . За 40–50 мин до вспышки происходят крупномасштабные возмущения волокон, каналов волокон, хромосферной сетки на расстояниях до 90–500 тыс. км от места вспышки. За 10–20 мин до вспышки активизируются мелкомасштабные образования преимущественно вблизи вспышечных узлов и в пределах 10–60 тыс. км от места вспышки. Причиной могут быть изменения крупномасштабных магнитных полей, сопровождающиеся всплытием магнитных полей в активной области [Боровик, 1985; Саттаров и др., 1985; Боровик и др., 1986] . Как правило, местом возникновения и развития малых вспышек являются границы хромосферной сетки, где магнитное поле усилено.

Новое развитие исследования вспышек малой мощности получили в работах по изучению вспышек, возникающих вдали от пятен в областях спокойной хромосферы [Borovik, Myachin, 2002]. Были обнаружены неизвестные ранее или крайне редко встречающиеся предвспышечные активизации: вихревые структуры S-типа, темные ячейки, ленточные каналы. Обнаружены пространственно-временные связи между активными хромосферными структурами (в том числе удаленными на значительные расстояния), свидетельствующие о том, что над линиями раздела магнитных полярностей и по обеим сторонам от них присутствует или формируется перед вспышкой сложная разветвленная система коро-нальных петель. Удалось доказать, что внепятенные вспышки, как и вспышки в активных областях, возникают и развиваются на границах ячеек хромосферной и магнитной сеток (см. рис. 8). Определяющую роль в развитии вспышек играет топология магнитного поля [Borovik, Myachin, 2010; Боровик и др., 2014]. Вспышечные узлы появляются, как правило, в непосредственной близости от магнитных холмов с напряженностью 80 Гс и выше. Во время их развития в магнитных холмах происходят существенные изменения поля.

На основе анализа хромосферных данных впервые была предложена эмпирическая модель [Боровик и др., 2016] , объясняющая основные этапы развития внепятенной солнечной вспышки (рис. 9).

Анализ данных наблюдений позволил дать новую интерпретацию роли вспышек малой мощности в общей структуре солнечной активности. Доказано, что малые вспышки не являются случайными (фоновыми) событиями на Солнце.

Полученные результаты могут быть использованы при составлении прогноза хромосферной активности, крупных солнечных вспышек и геоэффективных солнечных явлений. Было установлено, что малые вспышки имеют тенденцию группироваться в центры вспышечной активности (ЦВА) на основных и побочных линиях раздела полярностей продольной компоненты магнитного поля [Боровик, 1994а] . Такие площадки сохраняют свою активность достаточно длительное время (1–10 солнечных оборотов), что проявляется в виде повышенной активности и плотности малых вспышек, активизаций хромосферных волокон. Вспышки малой мощности можно рассматривать как индикаторы изменения магнитной обстановки в активной области, указывающие места в хромосфере, наиболее подверженные возмущениям магнитных полей.

Обнаружено также, что вспышки малой мощности почти не встречаются в областях, где происходят крупные солнечные вспышки, что может являться одним из условий для накопления магнитным полем активной области энергии для большой вспышки. За несколько часов до мощной вспышки активность малых вспышек снижается или прекращается вовсе [Боровик, 1994б] . Были получены свидетельства того, что серии малых вспышек могут являться причиной некоторых геомагнитных бурь.

Свойства малых вспышек, установленные по наблюдениям в БАО, были использованы для обоснования статистических исследований на основе данных других обсерваторий. На большом объеме статистических данных (более 85 000 вспышек) было показано, что с точки зрения особенностей развития вспышки малой мощности не отличаются от крупных солнечных вспышек. Они, так же как и мощные вспышки, имеют взрывную фазу, сопровождаются

Эмпирическая схема внепятенной вспышки

Рис. 9 . Схема развития внепятенной вспышки [Боровик и др., 2016]

активизациями и исчезновением волокон, многократными всплесками интенсивности. Среди них встречаются вспышки, покрывающие тени солнечных пятен, двухленточные и белые вспышки. Впервые были получены наиболее полные и достоверные данные о временных параметрах солнечных вспышек разных типов, классов площади и баллов. Это позволило пересмотреть некоторые представления о солнечных вспышках [Боровик, Жданов, 2017, 2018] .

Исследования феноменологии хромосферных образований

Феноменология хромосферных образований также исследовалась с помощью хромосферного телескопа БАО. Ряд работ был посвящен исследованиям параметров крупного спокойного волокна, наблюдавшегося в 1984 г. Изучались его структура, изменение его геометрических параметров по мере удаления от крупного КА (высота волокна увеличивалась до 80 тыс. км), эволюция на протяжении трех солнечных оборотов [Язев, Хмыров, 1986, 1987; Хмыров, Язев, 1987]. Были исследованы структуры в хромосфере в виде правильных замкнутых эллипсоидных волокон [Язев, 1985]. Исследована феноменология так называемого волокна-стримера — особого типа протуберанца активной области, отличающегося высокой плотностью, горизонтальным расположением и высокой скоростью течения плазмы вдоль тела волокна [Трифонов, 1985]. Исследовались зависимость характерных размеров хромосферной сетки от градиента магнитного поля вблизи линии раздела полярностей, а также морфология структур на линии раздела полярностей [Хмыров, Язев, 1990].

С использованием цифровых изображений Солнца, полученных после модернизации телескопа (рис. 10), был выполнен цикл работ, посвященных изучению предвспышечных изменений ориентации хромосферных структур [ G olovko et al., 2002; Головко и др., 2003] . С помощью метода двумерной томографии была получена плотность распределения хромосферных структур по направлениям в ареале АО NOAA 9077 и выявлена переориентация этих структур за 15–55 мин до вспышки. Исследования были продолжены с применением аппарата муль-тифрактального анализа с расчетом структурных функций [Головко и др., 2003; Salakhutdinova, Golovko, 2005] . Показано существование перемежаемой турбулентности (мультифрактальной структуры) в хромосфере и нижней короне активных областей [Salakhutdinova, Golovko, 2005] .

По синхронным наблюдениям в Н α и линии 171 Å FeXI переходной зоны от хромосферы к короне были обнаружены квазипериодические (10–20 мин) вариации скейлинговых параметров (рис. 11), коррелирующие со вспышками [Головко и др., 2006; Golovko et al., 2009] .

Мультифрактальная сегментация изображений хромосферы показала, что участки максимальных значений показателя сингулярности совпадают с очагами вспышек [Golovko, Salakhutdinova, 2009] . Позднее этот же метод был впервые применен для выявления новых магнитных потоков по солнечным

Рис. 10 . Снимки БАО: слева — активная область NOAA 9077 (10 июля 2000 г.); справа — активный комплекс (31 июля 2002 г.)

Рис. 11 . Вейвлет-спектры перед вспышкой (две верхние панели) и во время вспышки (две нижние панели)

Рис. 12 . Снимки БАО: вспышка 07.09.2017 в ядре (вверху) и крыле (внизу) линии Hα (БАО)

фотосферным магнитограммам [Головко, Салахут-динова, 2015] .

Данные, получаемые в БАО с помощью хромосферного телескопа полного диска Солнца, используются для комплексного изучения быстрых нестационарных процессов в хромосфере (рис. 12).

Хромосферный телескоп полного диска БАО ИСЗФ СО РАН оказался высокоэффективным инструментом, успешно работающим уже более четверти века. Результаты наблюдений на этом телескопе были опубликованы в более чем сотне работ и нескольких монографиях, а также представлены в пяти кандидатских (Трифонов, Язев, Боровик, Си- доров, Мячин) и трех докторских (Банин, Язев, Фирстова) диссертациях.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Байкальская астрофизическая обсерватория, созданная четыре десятилетия назад, показала свою высокую эффективность. БАО входит в мировую сеть обсерваторий для исследования Солнца. Обсерватория неоднократно участвовала в работах по наземному мониторингу солнечной активности в рамках как отечественных, так и зарубежных и международных программ. В соответствии с приоритетными направлениями развития науки и техники в БАО выполнялись работы по Федеральной целевой программе «Создание и развитие системы мониторинга геофизической обстановки на территории РФ» и темам госконтрактов «Исследования крупномасштабных магнитных полей», «Исследования внутреннего строения Солнца, характеристик его внешних слоев и их долгопериодических изменений», «Исследование солнечной активности и ее проявлений в околоземном пространстве и земной атмосфере». В БАО выполнены важные исследования физического механизма нагрева хромосферы при помощи определения физических параметров плазмы во время солнечных вспышек, а также заложены новые подходы к исследованиям комплексов активности на Солнце, выполнены исследования крупных и малых солнечных вспышек.

Обсерватория участвовала в выполнении научноисследовательских программ по плановым заданиям проектов Сибирского отделения РАН «Физика активных процессов в атмосфере Солнца» и «Разработка методов и техники астрофизических наблюдений».

На базе БАО проводятся международные конференции по солнечно-земной физике и Байкальские молодежные научные школы по фундаментальной физике.

Под руководством чл.-корр. РАН В.М. Григорьева сотрудники обсерватории принимают участие в программе «Ведущие научные школы» (НШ-733.2003.2).

В рамках интеграционного проекта студенты Иркутского и Бурятского университетов проходят в БАО ознакомительные и преддипломные практики и пишут дипломные и курсовые работы. Проводятся экскурсии для школьников и абитуриентов.

Обсерватория оснащается новым оборудованием, исследования продолжаются.

Работа выполнена в рамках базового финансирования программы ФНИ РАН II.16.1 «Фундаментальные проблемы процессов космической погоды, включая процессы на Солнце, межпланетной среде, магнитосфере и атмосфере Земли. Контроль и экология околоземного космического пространства», проект II.16.1.6 «Геоэффективные процессы в хромосфере и короне Солнца». Экспериментальные данные получены с использованием уникальной научной установки «Большой солнечный вакуумный телескоп», регистрационный номер 01-29, а также при поддержке базовой части государственного задания № 3.9620.2017/БЧ.