Рентгеновские вспышки и комплексы активности на Солнце

Статистика , накопленная за многие десятилетия хромосферных , а затем и рентгеновских наблюдений , показывает , что мощные солнечные вспышки про исходят главным образом в активных областях ( АО ), содержащих крупные сложные группы с большим количеством отдельных пятен [ Смит , Смит , 1966; Алтынцев и др ., 1982]. Наиболее вспышечноопас ными традиционно считаются группы пятен , содер жащие крупные пятна с так называемой дель та - конфигурацией – у которых в пределах полутени одного крупного пятна наблюдаются участки тени разной магнитной полярности [Kunzel, 1960; Пор фирьева , Якунина , 1983; Обридко , 1985]. Именно такие области часто наблюдаются в качестве « ос новных » в ядрах комплексов активности ( КА ) [ Язев и др . 2011]. Отмечена повышенная вспышечная ак тивность в АО , рядом с которыми развивались так называемые группы - сателлиты [ Касинский , 1976].

Анализ отдельных мощных вспышек проводился многими авторами ( например , [ Ишков и др ., 1980, 1983; Ишков , Могилевский , 1983; Касинский , Ляхов , 1975; Максимов , 1979; Головко , 2001; Макарова и др ., 2011; Никулин , 2001]). Без преувеличения , практи чески все крупные вспышки , привлекавшие внима ние исследователей , происходили в ядрах КА .

В работах [Банин и др., 1991; Язев, Сидоров, 2007] показано, что, за немногими исключениями, все протонные вспышки из каталога [ gov/ftpdir/indices/] оказываются связанными с ядрами КА. Для этого каталога отобраны солнечные события, для которых на орбите Земли зарегистрированы потоки протонов с энергией больше 10 MэВ в количестве более 10 частиц в секунду на один квадратный сантиметр в единичном телесном угле. Доля такого рода мощных протонных событий, которые удалось связать с конкретными активными областями и которые происходили в ядрах КА или в непосредственной близости от ядер КА, превышала 87 % за период 1980–2006 гг. В частности, на фазе спада 21-го цикла 30 из 33 (91 %) событий такого рода оказались связанными с ядрами КА, в 22-м цикле – 50 из 58 отождествленных с АО вспышек (86 %). Этот вывод представляется важным с точки зрения прогноза подобных вспышек [Язев, Сидоров, 2007; Язев, 2010].

В каталоге [ А ntalova, 1987] собраны данные о так называемых вспышках типа long decay event (LDE- вспышках ) с длительным затуханием всплеска в мягком рентгеновском излучении ( более 4 ч ), за регистрированных в период с августа 1978 по март 1986 г . (21- й цикл ), – всего 1029 событий . Многие из этих вспышек относятся , кроме того , к разряду про тонных . Огирь и Анталова [Antalova, Ogir, 1984, 1986, 1988] показали , что указанные вспышки протекают в сложных АО . Высокая длительность рентгеновского свечения в таких вспышках связывалась авторами с существованием гипотетического долгоживущего источника энергии , локализованного в области такой вспышки .

Как указано выше, согласно результатам многих исследователей, протонные вспышки возникают преимущественно в КА. LDE-вспышки, будучи протонными, также должны подчиняться этому правилу. В работе [Банин и др., 1991] показано, что это так и есть. Связь между ядрами КА и сильными вспышками было предложено объяснить следующими обстоятельствами. В процессе LDE-вспышки длительное свечение в мягком рентгеновском диапазоне обусловливается активизацией высоких ко-рональных петель над активной областью. Такие петли характерны прежде всего для КА [Antalova, Ogir, 1984, 1986, 1988]. Известно, что корональными петлями связаны не только элементы внутри отдельно взятой АО, но и АО между собой в пределах одного КА [Банин и др., 1983; Савинкин, Язев, 2007а, б; Савинкин и др., 2008], а также АО и удаленные старые магнитные поля флоккульных полей и усиленной хромосферной сетки. Известны случаи наблюдений трансэкваториальных петель, соединяющих две АО либо АО и флоккульное поле, расположенные в разных полушариях [Pevtsov, 2000].

На основании прямых наблюдений [Howard, Svestka, 1977] был сделан вывод о том , что в КА изменения структуры и яркости корональных петель , с одной стороны , и генерация вспышек , с другой стороны , являются следствием одного общего яв ления – изменений магнитных полей в КА . Масштаб пространственных изменений магнитных полей в КА велик . Они могут охватывать практически весь КА и даже его удаленные периферийные части , включая области его старых деградирующих ветвей , уже ли шенные пятен . Об этом свидетельствуют наблюде ния возмущений тонкой структуры хромосферы во время вспышек на расстояниях в 200–300 Мм [ Банин , 1983; Синкевич , Язев , 2001]. Возмущения при этом носят столь масштабный характер , что даже крупная вспышка выглядит как рядовое явление [ Банин , 1983].

На основе объединения указанных фактов была предложена следующая качественная схема [Банин и др. 1991; Язев, Сидоров, 2007]. Возмущения в высоких петельных системах происходят преимущественно в КА, поскольку именно здесь наблюдаются сложные разноуровневые системы петель, соединяющие отдельные элементы КА между собой и элементы КА с периферийными образованиями. В таких (и только в таких) системах возможно развитие длительных возмущений, а следовательно, и существование рентгеновских всплесков с длительным затуханием, т. е. LDE-событий. Таким образом, была выдвинута гипотеза о том, что сам факт существования LDE-вспышек связан с их развитием в пределах КА. Корреляция числа LDE-вспышек и числа ядер КА подтверждала эту гипотезу [Банин и др., 1991].

В настоящей работе рассмотрена статистика не скольких популяций солнечных вспышек , включая LDE- события , на стадии роста цикла 24 ( от января 2009 до апреля 2012 г .). Целью работы является анализ связи солнечных вспышек с КА .

КА и протонные события

В табл. 1 приведены данные по вспышкам, которые привели к возникновению вблизи Земли потоков протонов с энергией более 10 МэВ в количестве более 10 частиц в секунду через площадку в 1 см2, расположенную перпендикулярно потоку в единичном угле в 1 ср. Данные по вспышкам (столбцы 2–4) взяты из таблицы [ ]. Нами добавлены данные о номере кэрринг-тоновского оборота, на котором произошла вспышка, кэррингтоновской долготе группы пятен, где наблюдалась вспышка, а также оценка принадлежности группы пятен к ядрам либо ветвям ядер КА. Согласно терминологии, предложенной в работе [Язев, Сидоров, 2007], ядром КА называется область постоянного пятнообразования, существующая на определенном участке поверхности Солнца в кэр-рингтоновской системе координат не менее трех оборотов подряд, тогда как ветвью ядра КА называется АО, физически связанная с ядром КА на данном обороте. Ядро и ветвь КА образуют на данном обороте комплекс активных областей (КАО).

Таблица 1

Вспышки с высоким значением потока протонов в 24- м цикле

№ п / п	Дата вспышки	Время вспышки	Класс вспышки	№ оборота	Долгота	Широта	№ АО	№ ядра КА	Отношение к КА
1	2	3	4	5	6	7	8	9	10
1	2010.08.14	13.25	С 4/0F	2100	340	+17	1099	N03	Ветвь ядра КА
2	2011.03.07	20.12	М 3/SF	2107	167	+24	1164	N06	В ядре КА
3	2011.03.21	02.36	?	2107	60	+23	1169	-	За 2 оборота до КА
4	2011.06.07	08.03	M2/2N	2110	40	–21	1226	-	Нет связи с КА
5	2011.08.04	04.12	M9/2B	2113	330	+15	1261	N07	В ядре КА
6	2011.08.09	08.05	X6/2B	2113	300	+17	1263	N12	В ядре КА
7	2011.09.22	11.01	X1/2N	2115	280	+11	1302	N12	Ветвь ядра КА
8	2011.11.26	01.45	?	2117	250	+8	1353	N15	В ядре КА
9	2012.01.23	03.59	М 8/2 В	2119	210	+28	1402	N17	В ядре КА
10	2012.01.27	18.37	X1/1F	2119	210	+27	1402	N17	В ядре КА
11	2012.03.07	00.24	X5/3B	2121	300	+17	1429	N18	Ветвь ядра КА

Судя по данным , приведенным в табл . 1, большая часть вспышек рассматриваемой популяции проис ходит в группах пятен , имеющих отношение к КА ( в ядрах или ветвях КА ). Из одиннадцати отмеченных вспышек этого типа только для одной ( № 4 в табл . 1) не наблюдается связи с КА .

Третья ( по табл . 1) вспышка также формально не имеет отношения к КА . Тем не менее следует отметить , что эта вспышка произошла в группе пятен N11169, связанной ярко выраженными высо кими корональными петлями с группой пятен N11166. Эти АО образовывали КАО , но по формальным признакам его нельзя назвать КА , поскольку здесь не наблюдалось долгоживущей области пятнооб - разования ( ядро КА ). На следующем обороте на месте АО 11169 пятен не наблюдалось , однако через оборот , на 2109 обороте , здесь возникло новое ядро КА , непрерывно существовавшее на протяжении четырнадцати последующих оборотов . Продолжительность существования этого ядра является рекордной для текущего цикла . Таким образом , указанная зона на поверхности Солнца продемонстрировала повышенную активность , характерную для КА .

Еще одной особенностью рассматриваемой попу ляции протонных вспышек является низкая зависи мость потока протонов от балла вспышки ( как опти ческого , так и рентгеновского ). В табл . 1, наряду с мощными событиями рентгеновского класса Х , фигу рируют вспышки рентгеновского класса С , а также оптических классов F и даже SF. Очевидно , что здесь большее значение имеет топология магнитного поля , обеспечивающего либо не обеспечивающего выход потока энергичных протонов в гелиосферу . Явная связь рассматриваемых вспышек с их локализацией в КА указывает на то , что именно в случае КА такая топо логия реализуется , по - видимому , чаще всего .

КА и рентгеновские вспышки

Рассмотрим рентгеновские вспышки в 24- м цикле солнечной активности . Как известно ( на пример , см . [ Ишков , 2010]), в 1976 г . был введен новый индекс солнечной активности – фоновое значение потока мягкого рентгеновского излучения всего Солнца в диапазоне 0.1–0.8 нм (12.5 эВ – 1 кэВ ), измеряемого американскими спутниками серии GOES. Указанный поток рентгеновского излучения может быть отнесен к одному из классов А , В и С :

А =(1–9)·10^–8 Вт / м ²,

B=(1–9)·10^–7 Вт / м ²,

C=(1–9)·10^–6 Вт / м ².

Патрульные внеатмосферные наблюдения пока зывают , что изменения фонового рентгеновского излучения обычно находятся в пределах от А <1 в минимуме солнечного цикла до C<5 в максимуме солнечного цикла . Эта же система обозначений расширена для вспышек :

М =(1–9)·10^–5 Вт / м ²,

Х =(1–n)·10^–4 Вт / м ².

Современная бортовая аппаратура позволяет вы полнить измерения уровня рентгеновского излучения вплоть до Х 17.5. На основании этой номенклатуры введены классы для рентгеновских вспышек . Малыми называются все вспышки баллов C и B, средними – все вспышки от М 1 до М 4.9 ( М 1 – 10^–5 Вт / м ², М 4.9 – 4.9·10^–5 Вт / м ²). Все вспышки больше М 5 считаются большими ( М 5 – 5·10^–5 Вт / м ²). Запись « вспышка балла С 7.6» означает , что излучение во время максимума ее развития соответствовало величине 7.6·10^–6 Вт / м ², а такая вспышка должна считаться малой .

В настоящей работе для анализа были отобраны все вспышки рентгеновских классов , начиная с М 0, за период с января 2009 по апрель 2012 г . Отдельно выделены LDE- вспышки .

Исключение из анализа вспышек балла С про диктовано следующими соображениями : во - первых , вспышки балла С чрезвычайно многочисленны , од нако в них выделяется сравнительно немного энер гии ; во - вторых , слабые вспышки регулярно возни кают в группах пятен безотносительно к их принад лежности к КА . Поэтому на предмет связи с КА рассматривались средние и сильные вспышки , включая наиболее мощные события .

В табл . 2 приведена информация об АО , в которых наблюдались вспышки , начиная с класса М 0. В пер вом столбце указан сокращенный номер ( последние четыре цифры ) группы пятен по номенклатуре NOAA, во втором столбце приведено число рентгеновских вспышек , зарегистрированных в данной группе пятен . Отдельно указаны количество вспышек класса Х ( третий столбец ), происшедших в данной активной области , и количество LDE- вспышек ( четвертый столбец ), происшедших в данной группе пятен .

В пятом столбце приведен суммарный вспы шечный индекс данной группы пятен . Он рассчи тывался следующим образом . Каждой вспышке присваивалось значение , соответствующее мощно сти вспышки , по следующему правилу : для вспышки М 1 – значение 0.1, для вспышки М 7.6 – значение 0.76, для вспышки Х 1 – значение 1, для вспышки Х 3.8 – значение 3.8 и т . д . Суммарный вспышечный индекс группы пятен представляет со бой сумму значений индекса всех вспышек , зареги стрированных в данной группе пятен .

В шестом столбце показана принадлежность группы пятен к комплексам активности . « Я » озна чает , что группа пятен развивалась в ядре КА , « В » – что группа пятен являлась ветвью КА , « Н » – что для данной группы пятен не выявлена связь со струк турами КА .

Всего за период от начала 24- го цикла (2078- й оборот , январь 2009 г .) до конца 2122- го оборота ( апрель 2012 г .) на видимом полушарии Солнца от мечено 430 групп пятен , в том числе 153 группы пя тен развивались непосредственно в ядрах КА ( иногда по три - четыре группы сразу ), 79 групп пятен по разным признакам отнесены к ветвям КА ( иногда по три - четыре группы возле одного ядра ); 198 групп пятен не имели отношения к КА .

Из указанных 153 групп пятен , развивавшихся в ядрах КА , в табл . 2 попали 23 группы (15 %). Это те

Таблица 2

Некоторые характеристики вспышечноактивных групп пятен в 24- м цикле

Номер группы пятен	Общее число вспышек в группе	Число вспышек класса Х	Число LDE вспышек	Вспышечный индекс	Принадлежность группы к КА
1	2	3	4	5	6
1041	6	0	0	1.18	Н
1045	8	0	0	1.98	Я
1046	1	0	0	0.83	Н
1069	1	0	0	0.12	Н
1079	1	0	0	0.1	Н
0	1	0	1	0.1	Н
1112	1	0	0	0.29	Я
1121	3	0	3	0.8	В
1149	1	0	0	0.13	Н
1153	1	0	0	0.19	Я
1158	6	1	0	4.04	Н
1161	1	0	0	0.11	Я
1162	3	0	0	0.33	В
1163	1	0	0	0.35	В
1164	5	0	0	0.92	Я
1165	6	0	1	1.54	Я
1166	5	1	0	2.16	Н
1171	1	0	0	0.15	Н
1169	2	0	0	0.52	Н
1176	3	0	0	0.34	Я
1190	1	0	0	0.13	Я
1195	2	0	0	0.3	Я
1226	3	0	1	0.5	Н
1236	1	0	0	0.13	Я
1260	1	0	0	0.11	В
1261	5	0	2	2.71	Я
1263	4	1	0	7.67	Я
1286	3	0	0	0.6	Я
1283	7	2	0	5.6	Н
1302	19	2	2	8.95	В
1295	3	0	0	0.49	Я
1303	3	0	0	0.37	Н
1305	3	0	0	0.61	Я
1319	1	0	0	0.13	Я
0	2	0	0	0.25
1314	1	0	0	0.13	Я
1339	10	1	0	3.81	Я
1342	1	0	1	0.12	Я
1348	2	0	0	0.23	В
1346	1	0	0	0.19	Н
1387	3	0	0	0.73	Н
1389	5	0	0	0.9	Я
1401	3	0	0	4.1	Я
1402	3	1	2	2.89	Я
1410	1	0	0	0.1	Я
1429	15	1	4	10.57	В

1430 1 1 1 1.3 Н 1432 2 0 0 0.46 Н 1434 1 0 0 0.13 Н 1445 1 0 0 0.1 Н группы пятен, в которых, согласно данным спутников GOES, происходили рентгеновские вспышки мощностью выше М0.

Необходимо сделать следующее замечание . Формально определяемый правилами метода площадок длительной активности [ Банин , Язев , 1989; Язев , Сидоров , 2007] участок солнечный поверхности , рассматриваемый как ядро КА , имеет размеры 20×20° в кэррингтоновской системе ко ординат . Случаи , когда в пределах такого сравни тельно небольшого участка отмечались одновре менно две – четыре группы пятен и происходила вспышка , следует рассматривать отдельно . На блюдения показывают , что во время вспышки ак тивизируется огромная территория , и есть осно вания считать , что вспышка имеет отношение не только к одной ( основной ) группе пятен в ядре КА , но и ко всем этим группам , поскольку все они оказываются охваченными вспышечными активи зациями . Если рассматривать все пятна в ядре КА как проявления одной сложной активной области , то таких интегрированных случаев будет меньше – 120. В результате доля вспышечных случаев воз растет до 23/120=19 %.

Среди групп пятен , отождествленных как ветви ядра КА , вспышечноактивных оказалось сущест венно меньше – всего 6 из 79 (7.6 %). Среди групп пятен , не имеющих отношения к КА , вспышечно активной оказалась 21 АО , что составило 21/198=10.6 %. Таким образом , можно указать , что средние и сильные вспышки наблюдались в малой части АО – в пределах от 8 до 19 %. При этом в ядрах КА вспышки рассматриваемых классов про исходят в полтора - два раза чаще , чем в группах пятен , не имеющих отношения к КА .

На рис . 1 приведены распределения вспышек и вспышечного индекса по трем типам групп пятен : на ходящихся в ядрах КА ( Я ), в ветвях КА ( В ) либо вне КА ( Н ). Согласно рис . 1, ядра КА являются наиболее вспышечноактивными . Совокупное число вспышек в ядрах и ветвях КА в 2.5 раза превышает число вспышек в АО , не имеющих отношения к КА . Аналогично ведет себя и суммарный вспышечный индекс – этот показа тель для КА в 2.75 раза превышает соответствующую величину для пятен вне КА .

Рассмотрим отдельно аналогичные распреде ления для средних и мощных вспышек . На рис . 2 показаны распределения вспышечных индексов для вспышек рентгеновских классов М 0– М 4. Общая за кономерность , отмеченная при анализе рис . 1, сохра няется : группы пятен , имеющие отношение к КА , превалируют по уровню вспышечной активности – как по числу вспышек , так и по их мощности .

Аналогичное распределение для сильных вспы шек ( начиная с М 5) показано на рис . 3. Видно , что различия между типами групп пятен для сильных вспышек несколько изменяются . По - прежнему прева -

Число вспышек

Суммарный вспышечный индекс

Рис . 1. Распределение вспышек ( начиная с класса М 0) по типам групп пятен ( а ); распределение суммарного вспышечного индекса по типам групп пятен ( б ).

б

Суммарный вспышечный индекс вспышек классов М0-М4

Рис . 2 . Распределение слабых и средних вспышек по типам групп пятен : распределение вспышек классов М 0– М 4 ( а ), распределение суммарного вспышечного ин декса ( б ).

б

Суммарный вспышечный индекс вспышек класса М5 и выше

Рис . 3 . Распределение сильных вспышек по типам групп пятен : распределение вспышек класса М 5 и выше ( а ); рас пределение суммарного вспышечного индекса ( б ).

лируют группы пятен , имеющие отношения к КА , но изменяется соотношение между вспышками в ядрах и ветвях КА : различия уменьшились для числа вспышек ( рис . 3, а ), хотя по - прежнему остаются заметными для вспышечного индекса ( рис . 3, б ). Это означает , что наиболее сильные вспышки более характерны для ядер КА .

Распределения для наиболее мощных вспышек ( класса Х ) отдельно показаны на рис . 4.

Здесь статистика невелика : в 24- м цикле до ап реля 2012 г . наблюдалось всего тринадцать вспышек рентгеновского класса Х . Такие вспышки с равной вероятностью наблюдались в ядрах КА и в группах вне КА ( рис . 4, а ). В ветвях КА вспышек класса Х было мало , но при столь незначительной статистике подобное утверждение можно рассматривать лишь как предварительное .

Ситуация выглядит иной для распределения сум марного вспышечного индекса ( рис . 4, б ). Этот показа тель в 2.3 раза выше для ядер КА по сравнению со вспышками вне КА , хотя количество вспышек класса Х в ядрах КА и в группах вне КА одинаково ( рис . 4, а ). Это означает , что вспышки класса Х в ядрах КА были су щественно мощнее , чем в группах пятен вне КА .

Оценим , сколько приходится вспышек на одну группу пятен каждого класса . Для этого количество вспышек в соответствующем типе групп пятен ( см . рис . 1, а ) делилось на количество групп пятен соот ветствующего класса , наблюдавшихся за весь период наблюдений (153 группы пятен в ядрах КА , 79 групп пятен в ветвях КА , 198 групп пятен вне КА ). Ре зультаты приведены на рис . 5.

Видно, что вспышечная продуктивность групп пятен, находящихся в ядрах либо ветвях КА, в 2–2.5 раза выше, чем у групп пятен за пределами КА. Учитывая (см. выше), что реально вспышки охватывали не одну, а все группы пятен, находившиеся в это время в ядре КА, следует использовать в качестве значения общего числа групп пятен в ядрах не 153, а 120. В итоге для ядер КА показатель 71/153=0.46 должен увеличиться

Число вспышек классах U

б

Суммарный вспышечный индекс вспышек класса X

Рис . 4 . Распределение вспышек класса Х по типам групп пятен : распределение вспышек класса Х 1 и выше ( а ), распределение суммарного вспышечного индекса ( б ).

Число вспышек на одну группу пятен

Рис . 5. Приведенное число вспышек для групп пятен разных типов .

до 71/120=0.59. Таким образом , вспышечная про дуктивность ( способность группы пятен генериро вать вспышки указанных рентгеновских классов ) для ядер и ветвей КА оказывается наиболее высокой – в среднем одна вспышка на две группы пятен .

Напомним , что речь идет о вспышках , начиная с уровня М 0, т . е . в основном о средних и сильных вспышках . Нет сомнения , что рассматриваемые группы пятен способны производить и слабые вспышки класса С .

КА и LDE- вспышки

Отдельного анализа требуют LDE- вспышки .

На рис . 6 приведено распределение LDE- вспышек рентгеновских баллов , начиная с М 0.

Статистика таких событий невелика ( всего 18 вспышек ). Видно , что превалирование групп пятен , связанных с КА , здесь наглядно проявляется . Бо лее подробный анализ распределений , выполненный

Число LDE-вспышек

Рис . 6 . Распределение числа LDE- вспышек по типам групп пятен .

а

Число LDE-вспышек классов М0-М4

отдельно для вспышек разной мощности , приведен на рис . 7.

Вспышки , относящиеся слабым и средним ( рент геновские классы М 0 – М 4), как правило , наблю дались в ядрах КА ( рис . 7, а ). Для сильных вспышек ( рентгеновский класс выше М 5) ситуация резко ме няется : сильные LDE- вспышки возникают главным образом в группах пятен , расположенных в ветвях КА , а не в ядрах КА , в то же время в группах пятен вне КА сильных LDE- событий почти не бывает . Впрочем , необходимо еще раз подчеркнуть , что статистика очень мала и данный вывод носит предварительный характер .

Общие закономерности вспышечной дея тельности Солнца на фазе роста 24- го цикла

На рис . 8 показана динамика вспышечной дея тельности в течение фазы роста цикла 24. По мере развития цикла количество вспышек и их мощность возрастали постепенно , всплесками . За рассматривае мый период времени можно выделить четыре отдель ных всплеска вспышечной активности . Указанные всплески совпадали по времени с импульсными уси лениями пятнообразовательной деятельности Солнца , выраженными в индексах среднемесячных значений числа Вольфа . В наших предыдущих работах показано , что основной вклад в формирование этих импульсов вносили КА [ Язев , 2009; Язев и др ., 2011].

Заключение

По результатам выполненного исследования мо гут быть сделаны следующие выводы .

• 1.    Рентгеновские вспышки рассмотренных клас сов ( начиная с М 0) происходят преимущественно в группах пятен , находящихся в ядрах КА и в ветвях КА .

• 2.    Для наиболее мощных вспышек рентгенов ского класса Х не отмечается особой роли ядер КА – в группах пятен вне КА наблюдается такое же число Х - вспышек . В то же время мощность вспышек класса Х в ядрах КА оказывается выше , чем в АО вне КА .

• 3.    LDE- вспышки происходят преимущественно в КА , при этом наиболее мощные вспышки наблю даются в основном в ветвях , а не в ядрах КА .

• 4.    На фазе роста 24- го цикла солнечной актив ности вспышечная деятельность проявлялась в виде всплесков продолжительностью около двух солнеч ных оборотов , проявляющихся как в количестве средних и мощных вспышек , так и в поведении вспы -

• Число LDE-вспышек класса М5 и выше

• 5.    Девять из одиннадцати вспышек , породивших мощные потоки протонов , произошли в КА .

Рис . 7 . Распределение LDE- вспышек по типам групп пятен : распределение слабых вспышек ( классы М 0– М 4) ( а ); распределение сильных вспышек ( больше М 5) ( б ); рас пределение наиболее мощных вспышек ( класс Х ) ( в ).

шечного индекса . Эти всплески хорошо коррелиру ют с импульсами пятнообразовательной деятельно сти Солнца , связанными с активностью КА .

Таким образом , данные о связи с комплексами активности солнечных вспышек ( как высоких рент геновских классов , так и сильных протонных событий ) подтверждены на материалах текущего 24- го цикла солнечной активности . Показано , что вспышечная продуктивность активных областей в ядрах и ветвях КА оказывается в 2–2.5 раза выше , чем в группах пятен вне КА . Что касается сильных протонных со бытий , то их связь с ядрами КА (80–90 %), показан ная ранее , подтверждается данными цикла 24.

Работа выполнена при поддержке проекта РФФИ № 11-02-92202- Монг _ а « Изучение комплексов актив ности и их проявлений в хромосфере и короне Солнца », госконтракта № 02.740.11.0576 « Исследование сол нечных активных образований на основе комплекса обсерваторий Института солнечно - земной физики

Рис . 8 . Динамика вспышечной деятельности в 24- м цикле солнечной активности : количество вспышек ( а ); вспышечный индекс ( б ). По оси абсцисс отложены месяцы от начала цикла ( январь 2009 г .).

СО РАН и Иркутского государственного универси тета , подготовка научно - педагогических кадров в рамках НОЦ ».