Солнечно-земная физика, 2018, том 4, № 3

СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА 

 
Свидетельство о регистрации  
средства массовой информации  
от 17 октября 2017 г. ПИ № ФС77-71337, 
выдано Федеральной службой по надзору 
в сфере связи, информационных технологий 
и массовых коммуникаций (Роскомнадзор) 

Издается с 1963 года 

             ISSN 2412-4737 
              DOI: 10.12737/issn. 2412-4737 
              Том 4. № 3. 2018. 119 с. 
              Выходит 4 раза в год 

Учредители: Федеральное государственное бюджетное учреждение науки 
Ордена Трудового Красного знамени Институт солнечно-земной физики 
Сибирского отделения Российской академии наук 
Федеральное государственное бюджетное учреждение «Сибирское отделение Российской академии наук»

SOLAR-TERRESTRIAL PHYSICS 

 
Certificate of registration  
of mass media  
from October 17, 2017. ПИ № ФС77-71337 
The edition has been published since 1963 

             ISSN 2412-4737 
               DOI: 10.12737/issn. 2412-4737 
               Vol. 4. Iss. 3. 2018. 119 p. 
              Quarterly 

Founders: Institute of Solar-Terrestrial Physics of Siberian Branch of Russian Academy of Sciences 
Siberian Branch of the Russian Academy of Sciences 

Состав редколлегии журнала 
 
 
Editorial Board 
 

Жеребцов Г.А., академик —
главный редактор, ИСЗФ СО РАН 

Zherebtsov G.A., Academician, Editor-in-Chief,  
ISTP SB RAS 

Степанов А.В., чл.-кор. РАН —
заместитель главного редактора, ГАО РАН 

Stepanov A.V., Corr. Member of RAS,  
Deputy Editor-in-Chief, GAO RAS 

Потапов А.С., д-р физ.-мат. наук —
заместитель главного редактора, ИСЗФ СО РАН

Potapov A.S., D.Sc. (Phys.&Math),  
Deputy Editor-in-Chief, ISTP SB RAS 

Члены редколлегии
Members of the Editorial Board  

Алтынцев А.Т., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Altyntsev A.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Белан Б.Д., д-р физ.-мат. наук, ИОА СО РАН 
Belan B.D., D.Sc. (Phys.&Math.), IAO SB RAS 

Гульельми А.В., д-р физ.-мат. наук, ИФЗ РАН 
Guglielmi A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), IPE RAS 

Деминов М.Г., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН 
Deminov M.G., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN

Ермолаев Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ИКИ РАН 
Yermolaev Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), IKI RAS

Лазутин Л.Л., д-р физ.-мат. наук, НИИЯФ МГУ
Lazutin L.L., D.Sc. (Phys.&Math.), SINP MSU 

Леонович А.С., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Leonovich A.S., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Мареев Е.А., чл.-кор. РАН, ИПФ РАН 
Mareev E.A., Corr. Member of RAS, IAP RAS 

Мордвинов А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Mordvinov A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Обридко В.Н., д-р физ.-мат. наук, ИЗМИРАН 
Obridko V.N., D.Sc. (Phys.&Math.), IZMIRAN 

Перевалова Н.П., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Perevalova N.P., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Потехин А.П., чл.-кор. РАН, ИСЗФ СО РАН
Potekhin A.P., Corr. Member of RAS, ISTP SB RAS

Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук, 
ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН 

Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.), 
Scientific Secretary, ISTP SB RAS 

Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ РАН
Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI KSC RAS

Сомов Б.В., д-р физ.-мат. наук, ГАИШ МГУ 
Somov B.V., D.Sc. (Phys.&Math.), SAI MSU 

Стожков Ю.И., д-р физ.-мат. наук, ФИАН 
Stozhkov Yu.I., D.Sc. (Phys.&Math.), LPI RAS 

Тащилин А.В., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Tashchilin A.V., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Уралов А.М., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Uralov A.M., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB RAS

Лестер М., проф., Университет Лестера, Великобритания
Lester M., Prof., University of Leicester, UK

Йихуа Йан, проф., Национальные астрономические
обсерватории Китая, КАН, Пекин, Китай 

Yan Yihua, Prof., National Astronomical Observatories,
Beijing, China 

Панчева Дора, проф., Национальный институт геодезии, 
геофизики и географии БАН, София, Болгария 

Pancheva D., Prof., Geophysical Institute, Bulgarian
Academy of Sciences, Sofia, Bulgaria 

Полюшкина Н.А., ответственный секретарь редакции,
ИСЗФ СО РАН 

Polyushkina N.A., Executive Secretary of Editorial Board,
ISTP SB RAS 

СОДЕРЖАНИЕ

Гелию Александровичу Жеребцову — 80 лет ……………………………………………………….. 3–4
Боровик А.В., Жданов А.А. Распределение солнечных вспышек малой мощности по времени 
подъема яркости к максимуму ……………………………………………………………………………. 5–16 
Федотова А.Ю., Алтынцев А.Т., Кочанов А.А., Лесовой С.В., Мешалкина Н.С. Наблюдения

эруптивных событий с помощью Сибирского радиогелиографа ……...………………………………… 
17–27 
Макаров Г.А. Гелиоширотные закономерности магнитно-возмущенных дней со среднесуточным значением геомагнитного индекса Dst<–100 нТл ………………………………………………... 28–32 
Сетов А.Г., Глоба М.В., Медведев А.В., Васильев Р.В., Кушнарев Д.С. Первые результаты 
абсолютных измерений потока солнечного излучения на Иркутском радаре некогерентного рассеяния (ИРНР) …..………………………………………………………………………………………......... 
 
33–38 

Золотухина Н.А., Куркин В.И., Полех Н.М. Ионосферные возмущения над Восточной Азией 
во время сильных декабрьских магнитных бурь 2006 и 2015 гг.: сходствo и различиe ……………… 39–56 

Прикнер К., Фейгин Ф.З., Хабазин Ю.Г. Исследование связи спектральных резонансных 
структур с гармониками ионосферного альфвеновского резонатора …..……………………………… 57–60 
Рахматулин Р.А., Пашинин А.Ю. Динамика поляризации Pi2-пульсаций в средних широтах 
при развитии суббурь в авроральной зоне ………………………………………………………………. 61–67 

Пархомов В.А., Бородкова Н.Л., Яхнин А.В., Теро Райта, Цэгмэд Б., Хомутов С.Ю., Пашинин А.Ю., Чиликин В.Э., Мочалов А.А. Два типа отклика магнитосферы в геомагнитных пульсациях PSc на взаимодействие с межпланетными ударными волнами ………………………………….. 
 
68–83 

Беккер С.З. Анализ результатов расчетов концентрации электронов по детерминированновероятностной модели среднеширотной невозмущенной D-области ионосферы ……………………. 84–94 
Янчуковский В.Л., Кузьменко В.С. Атмосферные эффекты мюонной компоненты космических
лучей ………………………………………………………………………………………………………... 95–102 
Ильин Н.В., Бубнова Т.В., Грозов В.П., Пензин М.С., Пономарчук С.Н. Оперативный прогноз МПЧ радиотрасс по текущим данным наклонного зондирования ионосферы непрерывным
ЛЧМ-сигналом ………………………………………………………………………….............................. 
 
103–113 

Хахинов В.В. Электродинамическая модель приемной антенны в рамках волноводного представления КВ-поля …………………………………………………………………………………............ 114–118 

CONTENTS 

To the 80th anniversary of Geliy A. Zherebtsov ………………………………………………………… 3–4
Borovik A.V., Zhdanov A.A. Distribution of low-power solar flares by brightness rise time …………. 5–16
Fedotova A.Yu., Altyntsev A.T., Kochanov A.A., Lesovoi S.V., Meshalkina N.S. Observation of 
eruptive events with the Siberian Radioheliograph ……................................................................................ 17–27 
Makarov G.A. Heliolatitude regularities of magnetically disturbed days with daily average geomagnetic index Dst<–100 nT …………………………………………………………………………………... 28–32 

Setov A.G., Globa M.V., Medvedev A.V., Vasilyev R.V., Kushnarev D.S. First results of absolute 
measurements of solar flux at the Irkutsk Incoherent Scatter Radar (IISR) ………………………………... 33–38 

Zolotukhina N.A., Kurkin V.I., Vasilyev R.V. Ionospheric disturbances over East Asia during intense December magnetic storms of 2006 and 2015: similarities and differences ………………................ 39–56 

Prikner K., Feygin F.Z., Khabazin Yu.G. Research into connection between spectral resonance structures and harmonics of ionospheric Alfvén resonator ……………………………………………………… 57–60 

Rakhmatulin R.A., Pashinin A.Yu. Polarization dynamics of Pi2 pulsations at midlatitudes during 
development of substorms in the auroral zone …..………............................................................................. 61–67 

Parkhomov V.A., Borodkova N.L., Yahnin A.G., Tero Raita, Tsegmed B., Khomutov S.Yu.,

Pashinin A.Yu., Chilikin V.E., Mochalov A.A. Magnetospheric response of two types in PSc geomagnetic pulsations to interaction with interplanetary shock waves ……................................................................ 
 
68–83 

Bekker S.Z. Analysis of electron density calculations using deterministic-probabilistic model of the 
ionospheric D-region ……………………………………………………………………………………….. 84–94 
Yanchukovsky V.L., Kuzmenko V.S. Atmospheric effects of the cosmic-ray mu-meson component ……… 95–102
Ilyin N.V., Bubnova T.V., Grozov V.P., Penzin M.S., Ponomarchuk S.N. Real-time forecast of MUF
for radio paths from current data obtained from oblique sounding with continuous chirp signal ………… 
103–113 

Khakhinov V.V. Receiving antenna electrodynamic model in terms of waveguide representation of 
HF field ……………………………………………………………………………………………………... 114–118 

ГЕЛИЮ АЛЕКСАНДРОВИЧУ ЖЕРЕБЦОВУ — 80 ЛЕТ 

TO THE 80th ANNIVERSARY OF GELIY A. ZHEREBTSOV 
 

 

Академику Г.А. Жеребцову, главному редактору журнала «Солнечно-земная физика», исполняется 80 лет 

Гелий Александрович родился 17 сентября 1938 г. 
в г. Тайшет Иркутской области. После окончания в 
1963 г. Иркутского государственного университета 
он работал около года инженером вычислительного 
центра ИГУ, а в 1964 г. возглавил расположенную за 
Полярным кругом в Норильске Комплексную магнитно-ионосферную станцию Сибирского института 
земного магнетизма, ионосферы и распространения 
радиоволн СО АН СССР (в настоящее время Институт 
солнечно-земной физики СО РАН). Сделав решающий вклад в становление станции, в 1973 г. Гелий 
Александрович вернулся в Иркутск, где был назначен сначала заместителем директора Института, а с 
1984 г. — директором. 
Академик Г.А. Жеребцов — выдающийся ученый в области  солнечно-земной физики, автор более 260 научных публикаций. Результаты выполненных им исследований по динамике атмосферы 
Земли стали основой прогнозирования состояния 
ионосферы и условий распространения радиоволн в 
ней и оказали существенное влияние на развитие 
важного научно-технического направления науки — 
исследования влияния эффектов космической погоды 
на функционирование радиоэлектронного оборудования геостационарных и высокоорбитальных космических аппаратов. Эти результаты широко используются в космическом приборостроении и при 
эксплуатации космических аппаратов. 
Гелий Александрович внес определяющий вклад 
в создание и развитие уникального гелиогеофизического комплекса обсерваторий ИСЗФ СО РАН 
национального значения. Под его руководством создан единственный в России радар некогерентного 
рассеяния радиоволн для зондирования верхней атмосферы Земли на базе высокопотенциального радиолокационного комплекса, переданного Институту 
по программе конверсии оборонной отрасли. Данный инструмент входит в число уникальных научных установок России и является частью мировой 

сети крупнейших радаров — самых эффективных 
средств исследования верхней атмосферы и околоземного космического пространства. Это составляет 
основу дальнейшего развития отечественных исследований мирового уровня в этой области науки. 
Под руководством Г.А. Жеребцова был создан 
Центр космического мониторинга ИСЗФ СО РАН, 
в котором решаются прикладные задачи, имеющие 
большое значение для экономики региона (обнаружение лесных пожаров, определение запасов снега, 
характеристик ледяного покрова озера Байкал и др.). 
В последние годы под руководством Гелия 
Александровича проводятся перспективные исследования физических механизмов влияния солнечной 
активности на эволюцию климата Земли. 
Особой заслугой Г.А. Жеребцова является 
огромная научно-организационная работа по созданию Национального гелиогеофизического комплекса 
РАН (НГК РАН) на базе обсерваторий Института. 
Стратегическая необходимость создания в стране такого комплекса, обозначенная академиком Г.А. Жеребцовым, закреплена отдельным постановлением 
Правительства России. Этот проект класса мегасайенс 
является одним из приоритетных проектов развития 
российской  науки на ближайшее десятилетие. Его 
целью является переход на качественно новый перспективный уровень развития экспериментальных 
исследований в области солнечно-земной физики и 
решения задач по разработке и освоению инновационных космических технологий, в том числе двойного 
назначения. 
С 1981 по 2010 г. Г.А. Жеребцов являлся директором Института солнечно-земной физики СО РАН, 
совмещая эту должность в разные годы с работой 
председателя Президиума Иркутского научного 
центра и заместителя губернатора Иркутской области 
по науке и научно-технической политике. В настоящее время Жеребцов Г.А. является научным руководителем Института, исполняет обязанности заместителя председателя Президиума СО РАН по вопросам реализации Мегапроекта НГК РАН и выполняет большую научно-исследовательскую и научноорганизационную работу. Он является председателем Научного совета РАН по физике солнечноземных связей, членом Научного совета по распространению радиоволн ОФН РАН, членом Президиума СО РАН, руководителем нескольких проектов 
программ Президиума и отделений РАН, проектов 
РФФИ, в том числе международных, председателем 
диссертационного 
совета 
Института, 
ректором 
Международной Байкальской молодежной научной 
школы по фундаментальной физике, членом Американского геофизического союза, национальным 
представителем России в Международном совете по 
солнечно-земной физике (SCOSTEP), членом рабочих комиссий КОСПАР и УРСИ. 
С 2000 по 2011 г. Г.А. Жеребцов был содиректором созданного по его инициативе Объединенного Российско-Китайского научного центра по 

космической погоде. Китайская академия наук высоко оценила научную и научно-организационную 
деятельность Г.А. Жеребцова на посту содиректора 
центра. За выдающийся вклад в содействие созданию партнерских отношений между научными 
учреждениями двух стран за более чем 10-летний 
период работы центра Китайская академия наук 
наградила академика Г.А. Жеребцова Золотой медалью Китайской академии наук «За международное 
сотрудничество в области науки и техники». 
Научная и научно-организационная деятельность 
Г.А. Жеребцова широко известна международному 
научному сообществу. Он является заслуженным 
деятелем науки Республики Бурятия, заслуженным 
деятелем науки и техники Республики Монголия, 
награжден орденом Дружбы Республики Монголия, 
Премией международного научного сотрудничества 
КНР, Международной премией КНР за научнотехническое сотрудничество, Орденами Дружбы КНР. 

Заслуги Г.А. Жеребцова отмечены государственными наградами. Он награжден орденами 
«За заслуги перед Отечеством» IV степени, «За заслуги перед Отечеством» III степени, орденом 
«Знак Почета», Почетной грамотой Президента 
Российской Федерации, Почетной грамотой Правительства РФ, Почетным серебряным орденом «Общественное признание», медалями «За доблестный труд», «В ознаменование 100-летия со дня 
рождения В.И. Ленина», «Ветеран труда», медалью им. А.Л. Чижевского «За заслуги перед космонавтикой», нагрудным знаком «Почетный работник науки и техники Российской Федерации», знаком общественного поощрения «75 лет Иркутской 
области». Гелий Александрович Жеребцов является 
Почетным гражданином Иркутской области, его 
имя внесено в Книгу почета «Золотой фонд Сибири». 
 
 
 

Солнечно-земная физика. 2018. Т. 4. № 3 
 
 
 
         Solar-Terrestrial Physics. 2018. Vol. 4. Iss. 3 

5 

УДК 523.98 
 
 
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 28.06.2018 
DOI: 10.12737/szf-43201801 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 04.08.2018 
 

РАСПРЕДЕЛЕНИЕ СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШЕК МАЛОЙ МОЩНОСТИ 
ПО ВРЕМЕНИ ПОДЪЕМА ЯРКОСТИ К МАКСИМУМУ 

DISTRIBUTION OF LOW-POWER SOLAR FLARES BY BRIGHTNESS RISE TIME 
 
А.В. Боровик 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, aborovik@iszf.irk.ru 
А.А. Жданов 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, kick.out@mail.ru 

A.V. Borovik 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, aborovik@iszf.irk.ru 
A.A. Zhdanov 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, kick.out@mail.ru 
 
 
Аннотация. 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. 
Ключевые слова: солнечная активность, солнечные вспышки. 

Abstract. Using data from the international flare patrol for 1972–2010, we have formed an electronic database for more than 123 thousand solar flares. We determined the mean brightness rise time (flash-phase) for 
flare area classes and importance. We show that the 
mean flash phase increased with increasing area class. 
For brightness classes this trend is less pronounced. We 
have found that flares with explosive phase and flares 
with one brilliant point have the shortest flash phases; 
two-ribbon flares and flares with several intensity maxima, the longest ones. We have separated 572 cases 
when the brightness rise time was more than 60 min; 
80 % of such ultra-long flares have a shorter brightness 
decay time (main phase). We have established that lowpower flares in terms of developmental features do not 
differ from large flares. Low-power solar flares, as well 
as large flares, can be followed by filament activation or 
disappearance, and can have an explosive phase and 
several intensity maxima. Two-ribbon flares, white-light 
flares, and flares covering sunspot umbra can also have 
low power. 
Keywords: solar activity, solar flares. 
 
 
 
 
 
 
 
 
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 Г., 
Смит Э., 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 резуль

А.В. Боровик, А.А. Жданов  
 
 
 
 
 
 
       A.V. Borovik, A.A. Zhdanov 

 
6

тате 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. 
 
БАЗА ДАННЫХ И ЕЕ АНАЛИЗ 

Наблюдения в оптическом диапазоне длин волн 
благодаря своему исключительно важному значению для диагностики и прогноза нестационарных 
процессов на Солнце ведутся обсерваториями мира 
на протяжении многих лет. Согласно современной 
международной классификации, Нα-вспышки делятся по площади на пять классов: S, 1, 2, 3 и 4. 
Каждый класс площади, в свою очередь, подразделяется на три класса яркости: F (слабые вспышки), 
N (нормальные) и B (яркие). Оптический балл присваивается вспышке с учетом этих двух параметров. На сегодняшний день наиболее полными базами данных солнечных вспышек в линии Нα (6563 
Å) являются каталоги Solar Geophysical Data (SGD) 
и квартального бюллетеня солнечной активности 
(Quarterly Bulletin on Solar Activity). В соответствии с современной международной классификацией SGD предоставляет данные с 1975 по 2010 г., 
квартальный бюллетень — с 1972 по 1989 г. Чтобы 
использовать для статистического анализа максимально возможное количество данных, каталоги 
SGD были дополнены вспышками из квартального 
бюллетеня за 1972–1975 гг. Программными методами в них были исправлены ошибки, опечатки, 
неточности. Исключено дублирование одних и тех 
же событий. Учтены случаи, когда станции не 
сообщали класс яркости, класс площади, время 
начала, максимума, окончания вспышки и др. В результате была сформирована электронная база 
данных за 1972–2010 гг., включающая параметры 
123 801 солнечной вспышки. Из них 110 778 составляли вспышки малой мощности, 11 280 относились к классу площади 1 и 1743 вспышки имели 
класс 2 и выше. 
Как отмечали многие авторы [Абраменко и др., 
1960; Warwick, 1965; Смит Г., Смит Э., 1966; Копецкая, Копецкий, 1971; Ward et al., 1973; Россада, 
1977; Боровик, Жданов, 2017], данные международного вспышечного патруля страдают определенной 
неоднородностью. В частности, времена начала, 
максимума и окончания вспышки по сообщениям 
разных станций могут не совпадать. Связано это с 

тем, что начало вспышки обычно устанавливается 
довольно уверенно. Время, когда вспышка достигла 
максимума или полностью закончилась, определить довольно сложно: одни участки затухают 
быстро, другие продолжают «гореть» еще долгое 
время. Для оценки дисперсии времени подъема 
нами были определены среднеквадратичные отклонения σ в групповых сообщениях станций: 

2

1

1
(
) .
1

n

i
i

x
x
n

 

 
 
 

Предварительно из групп были исключены обобщенные данные, данные, полученные визуально и 
при плохих условиях наблюдения, а также сообщения, отмеченные классификаторами неопределенности установленных моментов начала и максимума 
вспышек (D, E, U и *). Полученные значения σ затем 
были усреднены по баллам и классам площади вспышек. Усредненные величины   приведены в табл. 1 
(Ngr — число проанализированных групп). 

Таблица 1 

Изменение   в зависимости от балла 
и класса площади вспышек 
 
Ngr
 
  

SF 
8433 
2.2 

SN 
2991 
2.4 

SB 
699 
2.5 

1F 
161 
2.9 

1N 
469 
3.6 

1B 
395 
3.4 

(2–4)F 
13 
4.3 

(2–4)N 
65 
3.5 

(2–4)B 
161 
4.9 

S 
16352 
2.5 

1 
1697 
3.7 

2–4 
359 
4.5 

Из полученных результатов следует, что с увеличением класса площади и балла вспышек   постепенно возрастает от 2.2 до 4.9 мин. Чтобы снизить дисперсию, как правило, привлекают большие 
выборки данных или используют наблюдения отдельно взятой станции. В работе были реализованы 
оба подхода. 
 
ВРЕМЯ ПОДЪЕМА ЯРКОСТИ 
ВСПЫШЕК К МАКСИМУМУ 
ПО ДАННЫМ ВСЕХ СТАНЦИЙ 

Для статистического анализа, как и при оценке 
дисперсии, из базы данных были исключены 
вспышки, параметры которых оценивались визуально, имели плохие условия наблюдения, а также 
были отмечены классификаторами неопределенности. Из-за возможных ошибок при оценке балла 
вспышек вблизи края солнечного диска не рассматривались вспышки классов площади S и 1, произошедшие дальше 65° от центрального меридиана. Для 
крупных вспышек (2–4) такое ограничение не вводилось. Надо полагать, что определение класса площади 
для таких вспышек не должно вызывать трудностей. 

Распределение солнечных вспышек малой мощности…  
 
 
 Distribution of low-power solar flares… 

 
7

 

 

Рис. 1. Распределение солнечных вспышек по времени подъема яркости к максимуму 
 
В групповых сообщениях мы отказались от обобщенных данных. После применения всех критериев 
отбора приоритет был отдан той станции, которая в 
базе данных имела больше всего сообщений. В результате проведенной селекции общее число 
вспышек сократилось до 84 628. Для них распределение по времени подъема яркости к максимуму (в 
процентах от общего числа вспышек с шагом 1 мин) 
приведено на рис. 1. Вертикальной штриховой линией отмечено положение медианы. В увеличенном масштабе показан хвост распределения (ось 
справа). 
Распределение довольно асимметричное с протяженным хвостом. Время подъема у некоторых 
вспышек превышало 240 мин (на рисунке не 
показано). Для того чтобы более точно оценить 
основные статистические параметры распределения, 
его размах был ограничен 141 мин — временем, 
когда непрерывность распределения нарушалась. 
Неучтенные вспышки (27) составили 0.03 %. В дальнейшем все расчеты статистических параметров 
проводились в границах только этого временного 
интервала. Чтобы придать крупным вспышкам более 
значимый статистический вес, вспышки классов 
площади 2, 3 и 4 были объединены в группу (2–4). 
На рис. 2–4 приведены распределения времени 
подъема яркости к максимуму для отдельных баллов и классов площади вспышек. 
Все распределения показывают ярко выраженную положительную асимметрию — один ярко выраженный максимум, за которым следует протяженный спад. Дополнительные пики, встречающиеся у 
вспышек высоких баллов (рис. 4), обусловлены, 
вероятнее всего, слабой обеспеченностью данными. 
В табл. 2 приведены статистические параметры распределений: количество вспышек N каждого балла и 
класса площади, среднее время подъема t  с доверительным интервалом α, модальные и медианные 
параметры распределений (Мо, Ме), временные интервалы Δt для 90 % вспышек. Все временные параметры даны в минутах. 

( ,
1)
( ,
1)
,
t
P n
t
P n
n
n



 

  
 

 
 

где t  — среднее время подъема, Ω — коэффициент 
Стьюдента (1.96), Р — доверительная вероятность 
(95 %), n — количество данных. 
Изменение статистических параметров вспышек 
в зависимости от класса площади показано на рис. 5. 

Таблица 2 
Статистические параметры солнечных вспышек 
в зависимости от балла и класса площади 
 
N 
t    
Mo 
Me 
Δt 

SF 
55065 
4.6±0.1 
1 
3 
1–10 

SN 
18101 
5.4±0.1 
2 
3 
1–12 

SB 
3819 
5.9±0.3 
2 
3 
1–13 

1F 
1919 
10.5±0.6 
4 
6 
1–25 

1N 
2847 
10.6±0.5 
3 
6 
1–24 

1B 
1569 
10.8±0.7 
3 
6 
1–23 

(2–4)F 
167 
14.5±2.6 
4 
10 
1–31 

(2–4)N 
450 
16.0±1.6 
4 
10 
1–34 

(2–4)B 
664 
15.5±1.3 
6 
10 
1–34 

S 
76985 
4.9±0.1 
1 
3 
1–11 

1 
1281 
10.6±0.3 
4 
6 
1–24 

2–4 
1303 
15.6±0.9 
4 
10 
1–34 

∑ 
84601 
5.5±0.1 
1 
3 
1–12 

Таблица 3 
Статистические параметры солнечных вспышек 
в зависимости от класса яркости 

Яркость
N
t    
Mo 
Me 
Δt

F
69306
4.8±0.1 
1 
3 
1–11

N
25907
6.3±0.1 
2 
4 
1–14

B
7098
8.0±0.3 
2 
4 
1–19

Полученные результаты свидетельствуют о том, 
что с увеличением балла и класса площади происходит рост статистических параметров вспышек. 
Средняя продолжительность времени подъема возрастает от 4.6 до 16 мин, модальные времена смещаются от 1 до 6 мин, медианные — от 3 до 10 мин. 
Увеличиваются также временные интервалы для 
90 % вспышек. Аналогичная тенденция прослеживается для яркостных характеристик вспышек 
(табл. 2, 3), хотя она не так четко выражена. Находит также свое подтверждение вывод работы 
[Боровик, Жданов, 2017]: с ростом класса площади 
наблюдается перераспределение числа вспышек в сторону увеличения класса яркости (см. табл. 2). 
 
ВРЕМЯ ПОДЪЕМА ЯРКОСТИ 
ВСПЫШЕК К МАКСИМУМУ 
ПО ДАННЫМ ОБСЕРВАТОРИЙ 
HOLL, LEAR, RAMY 

Для подтверждения полученных результатов был 
выполнен аналогичный анализ по данным обсерварий HOLL (Holloman Solar Observatory, база ВВС, 

А.В. Боровик, А.А. Жданов  
 
 
 
 
 
 
       A.V. Borovik, A.A. Zhdanov 

 
8

 

 

Рис. 2. Распределение времени подъема яркости к максимуму для вспышек класса площади S 
 
Нью-Мексико, США), LEAR (Learmonth Solar Observatory, Австралия) и RAMY (Ramey Solar Observatory, 
Пуэрто-Рико). Количество вспышек приведено в табл. 4. 
По данным трех обсерваторий времена подъема 
для вспышек малой мощности отличаются незначительно. Для более высоких классов площади они 
расходятся в пределах интервала, меньшего   
(рис. 6, а). 
Для вспышечных баллов (рис. 6, б) из-за недостаточно высокого статистического веса данных 
(особенно для крупных вспышек) отличия более 
значительные. Тем не менее, рост времени подъема 
с увеличением балла и класса площади вспышек 
достаточно хорошо выражен. 

Суммируя изложенные выше результаты, можно 
сделать следующие выводы: 
 На большом статистическом материале подтверждена тенденция роста времени подъема яркости вспышек к максимуму с увеличением балла и 
класса площади вспышек. 
 Получены достоверные значения средней 
продолжительности времени подъема для различных 
баллов и классов площади солнечных вспышек 
(табл. 2 и 5, колонка III). 
Заметим, что меньшее, чем у [Temmer et al., 
2001], число данных, используемых нами для статистического анализа, обусловлено более жестким 
подходом к отбору солнечных вспышек. 

Распределение солнечных вспышек малой мощности…  
 
 
 Distribution of low-power solar flares… 

 
9

 

 

Рис. 3. Распределение времени подъема яркости к максимуму для вспышек класса площади 1 
 
ПРОДОЛЖИТЕЛЬНОСТЬ 
ВРЕМЕНИ ПОДЪЕМА ЯРКОСТИ 
К МАКСИМУМУ 
ДЛЯ ОТДЕЛЬНЫХ ТИПОВ 
ВСПЫШЕК 

Несмотря на то, что тенденция роста времени 
подъема с увеличением класса площади вспышек 
достаточно хорошо выражена, прямая функциональная связь с площадью вспышек фактически 
отсутствует. Коэффициент корреляции не превышает 0.2. Особенно значительное рассеяние данных показывают вспышки малой мощности. Рисунок 7, а наглядно показывает довольно сильное 
взаимное перекрытие распределений, в результате 

которого во временной интервал для 90 % мощных 
вспышек (Δt=1–34 мин) попадает до 99 % вспышек 
малой мощности и 95 % вспышек класса площади 1 
(рис. 7, б). 
Чтобы выяснить, чем может быть обусловлена 
тенденция роста 
,t  был проведен статистический 
анализ времени подъема яркости для вспышек отдельных типов. О некоторых особенностях вспышек станции сообщают в виде ремарок (remarks). 
Система ремарок, введенная международной службой Солнца, в общих чертах характеризует тип 
вспышки, сопутствующие и сопровождающие ее события, область возникновения, размер активной области и другие (всего их 26). Наиболее важные из них 
приводятся ниже. 

А.В. Боровик, А.А. Жданов  
 
 
 
 
 
 
       A.V. Borovik, A.A. Zhdanov 

 
10

 

 

Рис. 4. Распределение времени подъема яркости к максимуму для вспышек классов площади 2–4 
 
 D — вспышка с одним центром повышенной 
яркости; 
 E — два или более ярких центра; 
 G — отсутствие поблизости видимых пятен 
(внепятенные вспышки); 
 H — вспышка сопровождаемая высокоскоростным темным волокном; 
 K — несколько максимумов интенсивности; 
 L — внезапная активизация волокон; 
 M — вспышка в белом свете; 
 R — асимметрия в Нα предполагает высокоскоростной выброс массы; 
 S — вспышка возникла на месте исчезновения волокна; 
 U — две ярких ленты, параллельные или сходящихся (двухленточные вспышки); 

 V — значительный рост площади в течение 1 
мин, часто сопровождаемый большим увеличением 
интенсивности; 
 W — значительное увеличение площади после достижения максимума яркости; 
 Z — бóльшая часть тени пятна покрыта 
вспышкой. 
Обычно станции сообщают об одной-двух особенностях и очень редко — о трех-пяти. Частота их 
встречаемости среди вспышек разных классов площади приведена на рис. 8. Для анализа частотных характеристик применялось только ограничение по долготе и исключались данные, полученные визуально. 
Как показывает гистограмма, обозначенные выше 
особенности встречаются практически у всех вспышек, независимо от их класса площади. Это свиде- 

Распределение солнечных вспышек малой мощности…  
 
 
 Distribution of low-power solar flares… 

 
11

 

Рис. 5. Изменение статистических параметров солнечных вспышек с ростом класса площади 

Таблица 4 
Количество вспышек разных баллов и классов 
площади по данным обсерваторий HOLL, LEAR, RAMY 
 
все 

станции 
HOLL 
LEAR 
RAMY 

SF 
55065 
14223 
11815 
8347 

SN 
18101 
2569 
1639 
1970 

SB 
3819 
973 
341 
840 

1F 
1919 
326 
454 
175 

1N 
2847 
419 
447 
199 

1B 
1569 
368 
251 
201 

(2–4)F 
167 
27 
35 
9 

(2–4)N 
450 
60 
78 
29 

(2–4)B 
664 
164 
155 
86 

S 
76985 
17765 
13795 
11157 

1 
6335 
1113 
1152 
575 

2–4 
1281 
251 
268 
124 

∑ 
84601 
19129 
15215 
11856 

тельствует о том, что вспышки малой мощности с 
точки зрения особенностей развития не отличаются 
от крупных вспышек. Они так же, как и мощные 
вспышки, сопровождаются активизациями и исчезновением волокон (L, S, H), в активных областях 
появляются над тенью солнечных пятен (Z), могут 
иметь взрывную фазу (V), несколько максимумов 
интенсивности (K). Среди них встречаются двухленточные (U) и внепятенные вспышки (G). Даже 
очень редко наблюдаемые белые вспышки (М), сопровождающиеся мощным жестким рентгеновским 
и микроволновым излучением, в Нα могут иметь 
очень низкий оптический балл. 
К сожалению, из-за того что станции часто не сообщают особенности развития вспышек, удалось проанализировать только те типы вспышек, статистический вес которых был достаточно высоким. К ним 
относились вспышки типов V, K, U, G, H, D, E. 
Полученные для этих вспышек статистические 
параметры приведены в таблице 6. Как и для всех 
вспышек, не рассматривались данные, полученные 

визуально и при плохих условиях наблюдения, а 
также вспышки класса площади S и 1 с гелиодолготами более 65° E и 65° W. 
Данные табл. 6 и рис. 9 показывают, что самые 
короткие времена подъема имеют вспышки взрывного типа (V) и вспышки с одним центром повышенной яркости внутри вспышечной области (D). 
Самые продолжительные — двухленточные вспышки 
и K-вспышки, демонстрирующие несколько максимумов интенсивности. 
Пространственно-временные 
особенности 
частотных характеристик вспышек свидетельствуют, 
что вспышки взрывного типа (V) часто возникают в 
местах исчезновения волокон (S). В большом числе 
случаев внутри вспышечной области наблюдается 
один центр повышенной яркости (D). В отличие от 
V-вспышек, K-вспышки, световые кривые которых 
показывают несколько максимумов интенсивности, 
обладают более широким спектром особенностей. 
Среди них выше процент двухленточных вспышек 
(U), вспышек с несколькими центрами повышенной 
яркости внутри вспышечной области (Е), вспышек, 
покрывающих тени больших пятен (Z). Эти свойства в какой-то мере могут объяснить тот факт, что 
средняя продолжительность времени подъема Vвспышек в 2.8–2.1 раза короче по сравнению с K. 
Также у V-вспышек в 2.0–2.4 раза меньше медианы 
распределений и в 3.3–1.7 раза короче временные 
интервалы для 90 % вспышек. 
Существует, по-видимому, связь времени подъема с количеством центров повышенной яркости 
внутри вспышечной области (D, E). Средние времена 
подъема у D-вспышек с одним центром меньше, чем 
у вспышек с двумя и более центрами (Е). Отличительной особенностью D-вспышек является то, что 
они чаще, чем Е-вспышки, проявляют взрывной характер (V). Среди них реже наблюдаются вспышки 
с несколькими максимумами интенсивности (K) и 
двухленточные вспышки (U). 
Значительно большими среднестатистических 
для всех вспышек являются времена подъема 
двухленточных вспышек (U). Чаще всего они возникают в активных областях, но встречаются и 
вне пятен (G), сопровождаются активизацией волокон (L) и высокоскоростными темными волокнами 
(H). 
Высокий 
процент 
двухленточных 
вспышек составляют вспышки, покрывающие тени 
пятен (Z). U-вспышки могут показывать несколько 
максимумов интенсивности (K) и, как правило, 
имеют внутри вспышечной области несколько 
центров повышенной яркости. Как было установлено еще в работе [Švestka et al., 1982], с самыми 
яркими участками лент вспышек связаны основания рентгеновских петель. 
Среди вспышек рассмотренных типов параметры 
Н-вспышек, сопровождающихся высокоскоростным 
темным волокном, занимают среднее положение, но 
ближе к параметрам всех вспышек. Их спектр особенностей довольно широк. Такие вспышки встречаются 
как в активных областях с пятнами, так и вне пятен (G) 
и наблюдаются среди как D-, так и E-вспышек. Среди 
них встречаются двухленточные вспышки (U), 
вспышки, сопровождающиеся активизацией волокон