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

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. № 4. 2018. 114 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. 4. 2018. 114 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

Турова И.П., Григорьева С.А., Ожогина О.А. Пространственные и временные вариации формы 

контуров линии K Ca II в различных структурных образованиях солнечной хромосферы. I. Особенности индивидуальных контуров …………………………………………………………………………...

 
3–13 

Челпанов А.А., Челпанов М.А., Кобанов Н.И., Сотникова Р.Т. Сравнение основных характе
ристик колебаний хромосферы Солнца и магнитосферы по исследованиям, выполненным в ИСЗФ 
СО РАН ……...………………………………………………………………………………………………..

 
14–22 

Кичигин Г.Н. Динамика ионов во фронте магнитозвуковых ударных волн ………………………... 23–31

Ратовский К.Г., Клименко М.В., Клименко В.В., Чирик Н.В., Коренькова Н.А., Котова Д.С.

Эффекты последействий геомагнитных бурь: статистический анализ и теоретическое объяснение …. 32–42 

Поляков А.Р. Детектирование групп эквидистантных частот в спектрах геомагнитных пуль
саций …………………………………………………………………………………………………………. 43–53 

Михалев А.В., Белецкий А.Б., Васильев Р.В., Жеребцов Г.А., Подлесный С.В., Тащилин М.А., 

Артамонов М.Ф. Спектральные и фотометрические характеристики среднеширотного сияния во 
время магнитной бури 17 марта 2015 г.…..………………………………………………………………..…

 
54–61 

Ясюкевич А.С., Клименко М.В., Куликов Ю.Ю., Клименко В.В., Бессараб Ф.С., Кореньков Ю.Н.,

Маричев В.Н., Ратовский К.Г., Колесник С.А. Изменения параметров средней и верхней атмосферы 
во время внезапного стратосферного потепления в январе 2013 г. ……………………………………..…

 
62–75 

Караханян А.А., Молодых С.И. Пространственное распределение температуры во время геомаг
нитных возмущений ………………………………………………………………………………………… 76–81 

Ясюкевич Ю.В., Веснин А.М., Перевалова Н.П. Сибирская сеть приемников сигналов глобаль
ных навигационных спутниковых систем SibNet: текущее состояние ………………………………….. 82–94 

Сорокин А.Г., Ключевский А.В., Демьянович В.М. О генерации инфразвуковых сигналов при 

землетрясениях 5 декабря 2014 г. в акватории озера Хубсугул (Северная Монголия) ………………… 95–105 

Лесовой С.В., Кобец В.С. Модель отклика Сибирского радиогелиографа на спокойное Солнце … 106–113

CONTENTS

Turova I.P., Grigoryeva S.A., Ozhogina O.A. Spatial and temporal variations of K Ca II line profile shapes 

in different structures of the solar chromosphere. I. Features of individual profiles …………………………… 3–13 

Chelpanov A.A., Chelpanov M.A., Kobanov N.I., Sotnikova R.T. Comparing the main oscillation charac
teristics in the solar chromosphere and magnetosphere based on studies made in ISTP SB RAS ……................ 14–22 

Kichigin G.N. Ion dynamics in magnetosonic shock front ……………………………………………….
23–31

Ratovsky K.G., Klimenko M.V., Klimenko V.V., Chirik N.V., Korenkova N.A., Kotova D.S. After
effects of geomagnetic storms: statistical analysis and theoretical explanation …………………………..…. 32–42 

Polyakov A.R. Detecting groups of equidistant frequencies in spectra of geomagnetic pulsations ……… 43–53

Mikhalev A.V., Beletsky A.B., Vasilyev R.V., Zherebtsov G.A., Podlesny S.V., Tashchilin M.A.,

Artamonov M.F. Spectral and photometric characteristics of mid-latitude auroras during the magnetic 
storm of March 17, 2015 ………………………………………………………………………………………

 
54–61 

Yasyukevich A.S., Klimenko M.V., Kulikov Yu.Yu., Klimenko V.V., Bessarab F.S., Korenkov Yu.N., 

Marichev V.N., Ratovsky K.G., Kolesnik S.A. Changes in the middle and upper atmosphere parameters 
during the January 2013 sudden stratospheric warming …..……….................................................................

 
62–75 

Karakhanyan A.A., Molodykh S.I. Spatial distribution of temperature during geomagnetic disturb
ances …………………………………………………………………………………………………………….... 76–81 

Yasyukevich Yu.V., Vesnin A.M., Perevalova N.P. SibNet — Siberian Global Navigation Satellite Sys
tem Network: Current state …………………………………………………………………………………… 82–94 

Sorokin A.G., Klyuchevskii А.V., Demyanovich V.M. Generation of infrasonic signals during earth
quakes under Lake Hovsgool (Northern Mongolia) on December 5, 2014 …………………………………… 95–105 

Lesovoi S.V., Kobets V.S. Simulating Siberian Radioheliograph response to the quiet Sun ………………... 106–113

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

3 

УДК 523.9-1/-8, 523.945  
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 17.04.2018 
DOI: 10.12737/szf-44201801 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 10.09.2018 

ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ И ВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ 
ФОРМЫ КОНТУРОВ ЛИНИИ K Ca II 
В РАЗЛИЧНЫХ СТРУКТУРНЫХ ОБРАЗОВАНИЯХ СОЛНЕЧНОЙ ХРОМОСФЕРЫ. 
I. ОСОБЕННОСТИ ИНДИВИДУАЛЬНЫХ КОНТУРОВ 

SPATIAL AND TEMPORAL VARIATIONS 
OF K Ca II LINE PROFILE SHAPES 
IN DIFFERENT STRUCTURES OF THE SOLAR CHROMOSPHERE. 
I. FEATURES OF INDIVIDUAL PROFILES 
 
И.П. Турова 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, turova@iszf.irk.ru 
С.А. Григорьева 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, sgrig@iszf.irk.ru 
О.А. Ожогина 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, ozhog@iszf.irk.ru 

I.P. Turova 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, turova@iszf.irk.ru 
S.A. Grigoryeva 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, sgrig@iszf.irk.ru 
O.A. Ozhogina 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, ozhog@iszf.irk.ru 

 
Аннотация. Исследованы контуры линии K Ca II 
с использованием двух временных серий спектрограмм, снятых в двух областях вблизи центра диска 
Солнца. В каждой области на щель спектрографа 
попадал участок спокойной области и флоккул. Для 
выделенных хромосферных структур были построены 
контуры линии K и определен ряд параметров, которые характеризуют пространственные и временные 
изменения контуров. Анализ формы контуров разных структур, относящихся к одному и тому же моменту времени, показал, что есть структуры, контуры 
которых почти не отличаются друг от друга на 
уровне фотосферы, но резко отличаются в хромосфере. Различие начинается от уровня образования 
участка K1 и продолжается дальше в хромосферу. 
Но есть структуры, для которых различия начинаются на уровне фотосферы и продолжаются в хромосферу. Вероятно, различие формы контуров в разных структурах связано как с разными термодинамическими условиями, так и с разной топологией 
магнитного поля в данной точке пространства в данный момент времени. Рассмотрены временные изменения контуров линии K Ca II в элементах хромосферной сетки, связанные с процессом K2v-зерен. 
В большинстве исследованных участков хромосферных структур развитие поярчения K2v-пика 
происходит по «стандартному» сценарию: в момент 
максимальной яркости линия смещается в красную 
сторону. Однако наблюдаются случаи, когда поярчение K2v-пика либо сопровождается сдвигом линии 
в фиолетовую сторону, либо сдвиг вообще отсутствует. Построены графики рассеяния для некоторых пар параметров контуров, относящихся к интенсивностям в характерных точках контура и их 
смещениям. Обнаружена корреляция между интенсивностями в центре и крыльях линии K. Корреляция между смещениями пиков K2v и K2r очень слабая 
или совсем отсутствует. 
Ключевые слова: хромосфера, контуры линии K 
Ca II, K2v-зерна. 

Abstract. We have studied Ca II K line profiles, using two time series of spectrograms taken in two regions 
near the solar disk center. In each of the regions, the 
spectrograph slit cut out several areas of the quiet region 
and a plage. For the selected chromospheric structures, 
we have derived K line profiles and have defined a 
number of parameters that characterize the spatial and 
temporal variations of the profiles. The analysis of profile shapes in different structures belonging to the same 
moment of time has shown that there are structures 
whose profiles differ only slightly from each other in 
the photosphere, but differ dramatically in the chromosphere. The structures begin to differ from the level of 
formation of K1 and continue to differ further in the 
chromosphere. There are, however, structures which 
begin to differ at the level of the photosphere and continue to differ in the chromosphere. The difference between profile shapes in different structures is likely to 
be associated both with different thermodynamic conditions and with different magnetic field topology at a 
given point at a given time. We have examined temporal 
variations of the K Ca II line profiles in structural chromospheric elements, which are caused by the process of 
K2v-grains. In most of the studied areas of the chromospheric structures, the brightening of the K2v peak develops according to the “common” scenario: at the time 
of maximum brightness, the line shifts toward the red 
side. There are, however, cases when the brightening of 
the K2v peak occurs with a shift of the line to the violet 
side or with no shift at all. We have constructed scatter 
plots for some pairs of profile parameters related to intensities at characteristic points of the profile and their 
shifts. A correlation has been found between intensities 
in the center and wings of the K line. The correlation 
between shifts of the K2v and K2r peaks is very weak or 
completely absent. 
Keywords: chromosphere, K Ca II profiles, K2v grains. 
 

И.П. Турова, С.А. Григорьева, О.А. Ожогина  
 
 
           I.P. Turova, S.A. Grigoryeva, O.A. Ozhogina  

4

 
ВВЕДЕНИЕ 

Благодаря развитию наблюдательной техники и 
теоретических методов накоплен большой объем 
знаний о хромосфере Солнца, однако ряд вопросов, 
связанных с физическими процессами, происходящими в этом слое, нуждается в дальнейшем уточнении. В этом контексте представляют интерес результаты, которые могут подтвердить уже полученные ранее и добавить уверенности в достоверности 
последних. 
Данная работа является продолжением предыдущей работы авторов [Grigoryeva et al., 2016] по 
исследованию линий Ca II, основанной на наблюдениях двух областей, расположенных в основании 
корональной дыры. Каждая область включает участок спокойной хромосферы с яркими и темными 
структурами и флоккул. 
Цель работы — исследовать некоторые особенности пространственных и временных вариаций 
контуров линии K Ca II в различных хромосферных 
структурах. 
 
1. 
ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ 
И ИХ ОБРАБОТКА 

Спектрограммы в линиях Ca II получены 3 августа 2005 г. на Горизонтальном солнечном телескопе 
Саянской солнечной обсерватории. Снимки сделаны 
с матрицей Princeton Instrument 2048×2048 пикселов 
в IV порядке. Дисперсия составляет 0.0023 нм/пиксел, 
пространственный размер — 0.45″/пиксел. Пространственное разрешение, ограниченное условиями 
видимости, составляет ~2″. Время экспозиции 2.5 с, 
каденция 30 с. Размер поверхности Солнца, ограниченный высотой щели спектрографа, составляет 
≈200″. Все полученные кадры исправлены за темновой ток и плоское поле. 
Для исследования выбраны две временные серии 
спектрограмм продолжительностью ≈25 мин. Каждая серия состоит из 45 кадров. Снимки относятся 
к областям на Солнце с координатами S25W17 и 
S25W12 в основании обширной корональной дыры. 
Область S25W12 включает в себя яркую корональную точку. На снимках каждой области содержатся 
участки спокойной хромосферы и один флоккул. 
Для каждого пространственного пиксела в каждом кадре были построены контуры линии K Ca II. 
Общее число контуров в обеих сериях составляет 
≈41 000. 
Детали наблюдений и отождествления хромосферных структур подробно описаны в работе 
[Grigoryeva et al., 2016]. 
Для 
исследования 
выделены 
хромосферные 
структуры, к которым мы применили следующие 
обозначения: 
• «n» — яркая сеточная структура («сетка»); 
• «ne» — усиленная сетка; 
• «с» — темная внутрисеточная структура 
(«ячейка»); 
• «b» — флоккул; 
• «p» — структура с пониженной яркостью, 
присутствующая на снимках одной из двух серий; 

• «f» — участки на границах выделенных 
структур; 
• «x» — структура с промежуточной яркостью, 
которая не относится к перечисленным выше структурам. 
Все структуры, кроме флоккула, относятся к 
элементам хромосферной сетки. Общее число 
структур составляет 40 для области S25W12 и 30 — 
для S25W17. 
Структуры «n», «f», «с» близки структурам, выделенным [Reardon et al., 2008] по наблюдениям с 
IBIS, где участки «f» соответствуют фибриллам, а 
«х» — неклассифицированным участкам, которые 
авторы не анализируют (см. рис. 1 в [Reardon et al., 
2008]). Отождествление структур выполнено по интенсивности IK3 вдоль щели спектрографа, усредненной по времени (IK3 — минимальная интенсивность в центре линии). Ход IK3 для двух областей 
приведен на рис. 1. 
Большинство результатов последних лет по линиям Ca II основано на фильтровых наблюдениях. 
При несомненных достоинствах таких наблюдений, 
позволяющих получать двумерные изображения, 
они имеют серьезное ограничение, обусловленное 
полосой пропускания фильтров. Самые современные кальциевые фильтры имеют полуширину полосы 
пропускания 0.3 Å, в то время как вклад хромосферы в линии H и K Ca II ограничен узкими ядрами 
линий шириной меньше чем 0.2 Å [Reardon et al., 
2009]. Исключение составляет инструмент CHROMIS 

 

Рис. 1. Усредненная по времени интенсивность IK3 
вдоль щели спектрографа: область S25W12 (а); область 
S25W17 (б). Буквенно-численные обозначения отмечают 
выбранные хромосферные структуры. Серая вертикальная 
полоса — нить, натянутая поперек щели спектрографа 

Пространственные и временные вариации…  
 
 
  
          Spatial and temporal variations… 

5

[Löfdahl et al., 2018], введенный в эксплуатацию в августе 2016 г. на 1-метровом Шведском солнечном 
телескопе (SST). Ширина пропускания этого фильтра в настоящее время составляет около 0.13 Å и 
будет доведена до 0.08 Å в 2019 г. Очень часто используются фильтры с гораздо большей полушириной полосы пропускания (до 3 Å). Такие наблюдения содержат смешанную информацию о большом 
слое солнечной атмосферы — от фотосферы до хромосферы. Спектроскопические наблюдения свободны 
от таких ограничений, хотя имеют и свои собственные, связанные, в частности, с дрожанием изображения на щели спектрографа. Система гидирования и 
система компенсации за вращение Солнца при 
наблюдении временных серий позволяет удерживать 
изображение на щели, но не справляется с мелким 
дрожанием, вызванным атмосферной турбулентностью. Частично компенсировать дрожание (по одной 
координате) удается методами постобработки. В частности, применялось совмещение последовательных 
кадров по максимуму коэффициента корреляции. 
Мы определили ряд количественных параметров 
контуров линии K Ca II, которые могут характеризовать изменения контуров по пространству и времени: 
• IK3 — минимальная интенсивность в центре 
линии; 
• IK2v, IK2r — интенсивности фиолетового и 
красного пиков соответственно; 
• IK2v/IK2r — отношение интенсивностей пиков; 
• ∆λK3 — сдвиг минимума K3 по оси длин волн 
относительно номинального центра линии; 
• ∆λK2v, ∆λK2r — сдвиги пиков K2v и K2r относительно номинального центра линии; 
• ∆λK2r–∆λK2v — расстояние между пиками K2r и 
K2v; 
• ∆λK2 ср = (∆λK2r+∆λK2v) ∕ 2 — средний сдвиг пиков K2v и K2r относительно номинального центра линии. 
Была создана вычислительная программа в среде 
IDL для автоматического определения перечисленных параметров контуров линии. В процессе вычислений мы столкнулись с проблемой, аналогичной 
той, что описана в работе [Bjørgen et al., 2017]. 
Встречались случаи очень необычных контуров линии, например, с тремя пиками K2 вместо двух, с 
отсутствием одного или обоих пиков K2 или с очень 
большими смещениями пиков K2 и минимума K3 по 
длине волны. В некоторых из таких случаев программа давала некорректную идентификацию параметров и требовалось определять параметры вручную. Мы не приводим в статье данные об изменениях 
параметров контура на участках K1v и K1r. Участок 
K1r плохо поддается машинной обработке, так как 
минимум K1r очень часто отсутствует. Вследствие 
этого данные об интенсивности этого участка и его 
положении чрезвычайно зашумлены и ценность их 
невелика. Минимум K1v зашумлен по той же причине, хотя и в меньшей степени. 
 
2. 
ИЗМЕНЕНИЕ КОНТУРОВ 
ЛИНИИ K Ca II 
ПО ПРОСТРАНСТВУ И ВРЕМЕНИ 

Известно, что контуры линий H и K Ca II подвержены значительным изменениям как по про
странству, так и во времени. Этот феномен исследуется на протяжении многих лет. Полученные результаты позволили значительно продвинуться в изучении солнечной хромосферы (см., среди прочих, 
[Pasachoff, 1970; Bappu, Sivaraman, 1971; Liu, 
Skumanich, 1974; Rezaei et al., 2008; Beck et al., 2008; 
Beck et al., 2009; Bjørgen et al., 2017]). 
В нашей предыдущей работе [Grigoryeva et al., 

2016] мы показали большое количество индивидуальных контуров линии K Ca II, которые наблюдаются в выделенных нами хромосферных структурах 
(см. рис. 4–7 в [Grigoryeva et al., 2016]). Рассматривались контуры в диапазоне длин волн Dλ= ±0.5 Å. 
В данной работе для исследования пространственных и временных изменений контуров мы проанализировали ход интенсивности в линии K Ca II 
на более протяженном интервале: Dλ=±2.0 Å. 

2.1. Изменения контуров по пространству 

Для изучения пространственных вариаций контуров линии K Ca II мы сравнили индивидуальные 
контуры, которые наблюдались в один и тот же момент времени в разных хромосферных структурах. 
Мы заметили, что некоторые структуры с экстремально отличающимися физическими условиями 
(см., например, 1D-модели семейства FAL [Fontenla 
et al., 2009]) показывают идентичный ход интенсивности в крыле линии. И наоборот, структуры одного 
и того же типа могут отличаться по величине интенсивности на всем диапазоне Dλ=±(0.2–2.0) Å. Для 
сравнения были выбраны контуры, где такие соотношения интенсивностей являются наиболее выраженными. Сравнивались контуры, относящиеся к точкам, расположенным вблизи центров выбранных 
структур; каждый из контуров имеет минимальный 
сдвиг величины IK3 от центра линии. Такой подход 
позволяет более корректно сравнивать ход интенсивности в разных структурах. 

На рис. 2, а–в приведены контуры, относящиеся 
к одному из кадров временной серии области 
S25W12. Все контуры даны в одинаковой шкале интенсивности и в одинаковой шкале по длине волны. 
На рис. 2, а показаны контуры линии K, относящиеся к флоккулу «b1», ячейке «c2» и области пониженной яркости «p1». Бросается в глаза значительное различие контуров в области ядра линии и 
участков K2. Контуры отличаются не только по величине центральной интенсивности, но и по форме. 
В то же время в крыле линии в диапазоне длин волн 
Dλ≈±(0.5–2.0) Å интенсивности во всех трех 
структурах почти не отличаются друг от друга. 
На рис. 2, б показаны контуры, которые наблюдаются в ячейке «c5», сетке «n4» и сетке «n5». В ядре 
линии и на участках K2 контуры этих структур 
также отличаются друг от друга. Здесь интересен тот 
факт, что в диапазоне длин волн Dλ≈±(0.5–2.0) Å 
интенсивности в ячейке «c5» и сетке «n4» близки 
друг другу. Интенсивности в структурах одного типа 
«n4» и «n5» различаются; различие стабильно сохраняется на всем диапазоне Dλ≈±(0.5–2.0) Å.  

И.П. Турова, С.А. Григорьева, О.А. Ожогина  
 
 
           I.P. Turova, S.A. Grigoryeva, O.A. Ozhogina  

6

 

Рис. 2. Контуры линии K Ca II в разных хромосферных структурах области S25W12 для одного из моментов 
времени: а — флоккул «b1» (пурпурный), ячейка «c2» 
(черный), область пониженной яркости «p1» (зеленый); б — 
сетка «n5» (синий), ячейка «c5» (черный), сетка «n4» 
(красный); в — область промежуточной яркости «x1» 
(голубой), ячейка «c2» (черный), сетка «n3» (красный) 

На рис. 2, в приведены контуры, относящиеся к 
ячейке «c2», сетке «n3» и области промежуточной 
яркости «x1». Интенсивности структур «n3» и «x1» 
в ядре линии близки друг другу, но отличаются от 
интенсивности ячейки «c2». В крыле линии на интервале длин волн Dλ≈±(0.2¸2.0) Å также заметны 
существенные различия между тремя структурами. 
Самое яркое крыло дает участок «n3», самое темное — 
участок «x1». Интенсивность линии в ячейке «c2» 
в этой области крыла линии занимает промежуточное положение. Мы не приводим рисунки для области S25W17, так как подобное поведение интенсивностей в ядре и крыле линии K Ca II здесь также 
сохраняется для ряда выбранных структур в одном 
из кадров временной серии этой области. 

2.2. Изменения контуров во времени 

Для исследования временного поведения формы 
контуров линии K Ca II рассматривались контуры 
линии в центральных точках участков всех выбранных 
хромосферных структур для каждого из кадров двух 
временных серий. Из этих контуров были отобраны те, 
которые имели наибольшие IK2v/IK2r>1.1÷1.15 и 
наименьшие IK2v/IK2r<0.85÷0.99 отношения интенсивностей. Примеры контуров с измеренными смещениями ∆λK3 приведены на рис. 3, а–з. Оказалось, 
что в большинстве случаев в момент максимального 
поярчения IK2v минимум K3 демонстрирует красное 
смещение (рис. 3, а, б). Это наблюдается в 45 случаях 
из 48 для области S25W12 и 65 случаях из 70 для 
области S25W17. Когда отношение пиков IK2v/IK2r 
становится меньше единицы, минимум K3 показывает синее смещение (рис. 3, д, е) — 16 случаев из 
18 для области S25W12 и 40 случаев из 41 для области 

 

Рис. 3. Вариации смещений минимума K3 в контурах 
линии K Ca II области S25W12 (левая панель) и S25W17 
(правая панель) при IK2v/IK2r>1 (а–г) и IK2v/IK2r<1 (д–з). 
Серый цвет кривых отмечает случаи нестандартного поведения процесса K2v-зерен. Показано положение пиков 
K2v, K2r, минимумов K1v, K1r и K3 

Пространственные и временные вариации…  
 
 
  
          Spatial and temporal variations… 

7

 
Таблица 1 
Статистические оценки смещений ∆λK3 

Параметр 

IK2v/IK2r>1
IK2v/IK2r<1

S25W12
S25W17
S25W12
S25W17

Число точек
48
70
18
41

Минимальное смещение, Å
0
–0.01
0
–0.008

Максимальное смещение, Å
0.128
0.065
–0.07
–0.06

Диапазон, Å
0.128
0.075
0.07
0.052

Среднее смещение, Å
0.032
0.025
–0.029
–0.034

Среднее отклонение, Å
0.015
0.012
0.013
0.011

 

Рис. 4. Гистограммы распределений смещения центра линии ∆λK3 для отношений IK2v/IK2r>1.15 (красная линия) и 
IK2v/IK2r<0.85 (синяя линия) в двух временных сериях для структур «с» и «n» 
 
S25W17. На рис. 4 приводятся примеры гистограмм 
распределений смещения ∆λK3 для значений отношения IK2v/IK2r>1.15 и IK2v/IK2r<0.85. Статистические оценки смещений даны в табл. 1. 

2.3. Соотношения между интенсивностями 
и смещениями контура в центре и крыле 
линии 

Для исследования зависимостей между различными параметрами контуров линии K Ca II в каждой 
хромосферной структуре мы использовали выборки, 
содержащие все пространственные точки, принадлежащие данной структуре (например, все пространственные точки всех участков структуры «c»), 
во все моменты времени. В табл. 2 приводятся вычисленные средние коэффициенты корреляции между выбранными параметрами линии K Ca II. В двух 
верхних строках таблицы даны координаты областей 
пространства, обозначения 
хромосферных 
структур и количество точек для каждой выборки. 

Мы также построили графики рассеяния для всех 
пар параметров, перечисленных в табл. 2. На рис. 5 
приведены графики рассеяния для пар параметров 
DλK3 — IK2v/IK2r, DλK2v — DλK2r, IK2r — IK2v, и IK2v — IK3. 
 
ОБСУЖДЕНИЕ 

Несмотря на довольно скромный набор нашей 
выборки для исследования пространственных вариаций контуров, нетрудно заметить особенности поведения интенсивности линии K Ca II в разных хромосферных структурах. Контуры, приведенные на 
рис. 2, а–в, позволяют сравнить между собой ход 
интенсивностей в ядре, на участках K2 и в крыле 
линии. 
Как отмечалось в разделе 2.1, самые большие отличия контуров наблюдаются в их центральных частях. При сравнении контуров для разных структур 
в диапазоне Dλ≈±0.3 Å следует обратить внимание 
на две характеристики — минимальную интенсивность 

И.П. Турова, С.А. Григорьева, О.А. Ожогина  
 
 
           I.P. Turova, S.A. Grigoryeva, O.A. Ozhogina  

8

 
Таблица 2 
Средние коэффициенты корреляции rср для различных пар параметров контура линии K Ca II в разных хромосферных структурах 
 

№ 
Параметры 

 
                        Число точек 

S25W12
S25W17

«с»
3375 

«n»
2205 

«b»
495 

«f»
2115 

«x»
2745 

«p»
1530 

«c»
1935 

«n»
2430 

«b»
495 

«f»
2160 

«x»
3195 

1 
DλK2v–DλK2r 
–0.08 
–0.17 
–0.02 
–0.11 
0.04 
0.02 
0.14 
0.18 
–0.11 
0.03 
0.18 

2 
Dλ K2r–I K2r 
0.51 
0.06 
0.07 
0.16 
0.30 
0.72 
0.23 
0.12 
0.13 
–0.04 
0.44 

3 
DλK2v–IK2r 
–0.33 
–0.17 
–0.20 
–0.12 
–0.08 
–0.01 
–0.11 
0.07 
–0.17 
–0.03 
–0.09 

4 
DλK2r–IK2v 
0.34 
0.01 
0.22 
0.05 
0.12 
0.03 
0.16 
0.10 
0.34 
0.03 
0.36 

5 
DλK2v–IK2v 
–0.20 
0.26 
0.06 
0.09 
0.07 
–0.71 
–0.01 
0.27 
–0.11 
0.20 
0.14 

6 
DλK2r–DλK3 
0.31 
0.22 
0.29 
0.19 
0.29 
0.17 
0.36 
0.44 
0.41 
0.29 
0.47 

7 
DλK2v–DλK3 
0.25 
0.29 
0.34 
0.10 
0.10 
–0.21 
0.46 
0.68 
0.14 
0.51 
0.54 

8 
DλK3–IK2v/IK2r 
0.46 
0.59 
0.70 
0.58 
0.63 
0.17 
0.54 
0.46 
0.70 
0.66 
0.58 

9 
IK2r–IK2v 
0.66 
0.49 
0.29 
0.51 
0.48 
0.25 
0.71 
0.77 
–0.03 
0.66 
0.57 

10 
IK2r–IK3 
0.38 
0.53 
0.41 
0.48 
0.42 
0.30 
0.72 
0.86 
0.51 
0.78 
0.42 

11 
IK2v–IK3 
0.35 
0.53 
0.63 
0.41 
0.49 
0.33 
0.68 
0.82 
0.20 
0.70 
0.39 

12 
(DλK2r–DλK2v)–DλK2v 
–0.75 
–0.72 
–0.61 
–0.76 
–0.73 
–0.77 
–0.63 
–0.59 
–0.76 
–0.67 
–0.66 

13 
(DλK2r–DλK2v)–DλK3 
0.03 
–0.02 
0.03 
0.06 
0.12 
0.28 
–0.05 
–0.15 
0.17 
–0.14 
–0.07 

14 
(DλK2r–DλK2v)–IK2v 
0.58 
–0.02 
0.14 
0.20 
0.35 
0.63 
0.14 
–0.12 
0.30 
–0.12 
0.16 

15 
(DλK2r–DλK2v)–IK3 
0.06 
–0.33 
–0.33 
–0.23 
0.05 
0.11 
-0.03 
-0.27 
–0.24 
–0.29 
–0.17 

16 
(DλK2r–DλK2v)–IK2v/IK2r 
–0.18 
–0.26 
–0.01 
–0.13 
–0.08 
–0.15 
-0.14 
-0.28 
0.13 
–0.16 
–0.15 

17 
DλK2 ср–DλK2v 
0.70 
0.58 
0.59 
0.68 
0.76 
0.78 
0.74 
0.74 
0.69 
0.70 
0.78 

18 
DλK2 ср–DλK3 
0.41 
0.39 
0.44 
0.21 
0.26 
–0.06 
0.54 
0.72 
0.41 
0.55 
0.66 

19 
DλK2 ср–IK2v 
–0.19 
–0.06 
0.22 
–0.28 
–0.26 
–0.58 
0.10 
0.24 
0.17 
0.16 
0.32 

20 
DλK2 ср–IK3 
–0.15 
–0.14 
–0.03 
–0.12 
–0.03 
–0.20 
0.03 
0.07 
–0.13 
–0.09 
0.02 

21 
DλK2 ср–IK2v/IK2r 
–0.14 
0.17 
0.26 
–0.04 
–0.11 
–0.72 
0.02 
0.15 
0.16 
0.25 
0.21 

 
IK3 и форму контура. Именно по величине минимальной интенсивности IK3 выполнялось отождествление хромосферных структур в пространственных 
областях S25W12 и S25W17 (см. рис. 1, а, б). Хотя 
величины IK3 в индивидуальных контурах могут 
несколько отличаться от усредненных по времени 
значений, приведенных на рис. 1, а, б, подобие их 
хода сохраняется в пределах исследуемых пространственных областей. 
Форма контура в области ядра линии K и участков K2 зависит от физических условий в средней и 
нижней хромосфере, где образуются эти участки. 
Здесь важна совокупность таких факторов, как температурная стратификация и поле скоростей, которое определяется динамическим состоянием среды в 

данный момент времени в данном месте. Причем 
влияние температурной стратификации главным 
образом отражается на участках K2. 
Отдельно следует остановиться на контуре, который наблюдается в области пониженной яркости 
«p1». Мы уже писали о контурах этой области в 
нашей предыдущей работе [Grigoryeva et al., 2016]. 
В ней приведены также беспиковые контуры, которые наблюдались в структурах «c» и «x». Беспиковые контуры подробно исследованы в работе [Rezaei 
et al., 2008]. По данным этих авторов, такие контуры 
составляют ≈25 % от числа наблюдаемых ими контуров. Для воспроизведения такой формы контуров 
они использовали несколько 1D статических моделей, а также модель Holweger—Müller [Holweger, 

Пространственные и временные вариации…  
 
 
  
          Spatial and temporal variations… 

9

 

Рис. 5. Графики рассеяния различных пар параметров контура линии K Ca II для структур «c», «n», «b» в областях 
S25W12 (левая панель) и S25W17 (правая панель): а, б — смещения центра линии ∆λK3 в зависимости от отношения интенсивностей IK2v/IK2r; в, г — смещения фиолетового пика ∆λK2v в зависимости от смещений красного пика ∆λK2r; д, е — 
интенсивности фиолетового пика IK2v в зависимости от интенсивности красного пика K2r; ж, з — интенсивности минимума 
K3 в зависимости от интенсивности фиолетового пика IK2v. Черные кружки относятся к структурам «c»; голубые кружки — 
к структурам «n», красные кружки — к структурам «b». Интенсивности даны в тех же единицах, что и на рис. 3 

И.П. Турова, С.А. Григорьева, О.А. Ожогина  
 
 
           I.P. Turova, S.A. Grigoryeva, O.A. Ozhogina  

10

 
Müller, 1974]. Однако ни одна из рассмотренных 
ими гидростатических моделей с хромосферным 
ростом температуры не смогла воспроизвести беспиковую форму контура. 
Что касается интенсивностей в крыльях линии, 
то здесь мы столкнулись с неожиданным фактом, 
который представлен на рис. 2, а, б. На рис. 2, а показаны контуры, принадлежащие структурам с экстремально отличающимися физическими условиями: 
флоккулу «b1», ячейке «c2» и области пониженной 
яркости «p1». Интенсивности крыльев линии K в этих 
структурах почти не отличаются в противоположность интенсивностям в их центральных частях. 
Такой ход интенсивностей начинается от значения 
Δλ=±2 Å и заканчивается вблизи значений Δλ, которые соответствуют местоположению участков K1v 
и K1r (Δλ≈±(0.3÷0.5 Å)). На рис. 2, б идентичные интенсивности наблюдаются в крыльях линии для ячейки 
«c5» и сетки «n4». Аналогичная картина в крыле линии H Ca II наблюдалась в работе [Beck et al., 2008], 
в которой сравнивались усредненные контуры для 
области со слабым магнитным полем и области, в 
которой магнитное поле не обнаружено. 
Иначе на рис. 2, б выглядит контур линии в сетке 
«n5». Он ярче, чем контур в ячейке «c5» на всем 
интервале Δλ=±2 Å. Кроме того, он ярче, чем контур в сетке «n4» в области крыла от значения 
Δλ=±2 Å до местоположения участков K1v и K1r. 
При этом в центре линии контур в сетке «n5» темнее 
и имеет более симметричные пики K2, чем контур 
сетки «n4». Существенное различие в интенсивностях контуров для однотипных структур в один и 
тот же момент времени может свидетельствовать 
либо о том, что они находятся на разных стадиях 
динамического процесса, свойственного структурам 
данного типа, либо о том, что даже в структурах 
одного типа могут работать разные процессы, приводящие к эмиссии в линии K Ca II. Если сравнить 
контуры сетки «n5» и ячейки «c5» и учесть, что в сеточных структурах присутствуют более сильные 
магнитные поля, чем в ячейках, то для более яркого 
контура сетки «n5» можно воспользоваться предположением [Beck et al., 2008] о магнитном нагреве 
хромосферы. При этом увеличивается интенсивность линии в спектральном диапазоне, включающем крыло линии. Однако эти авторы не исключают 
ситуации, когда увеличение интенсивности в крыле 
линии может быть не связано с процессом нагрева, 
а являются результатом сдвига шкалы оптической 
глубины при наличии магнитного поля. 
Ход интенсивностей линии K для структур, 
представленных на рис. 2, в, выглядит более ожидаемым для сетки «n3» и ячейки «c2». По всему диапазону Δλ=±2 Å контур сетки ярче контура ячейки, 
за исключением пика K2v, который в ячейке ярче, 
чем в сетке. На участке промежуточной яркости 
«x1» крыло линии более темное, чем в ячейке «c2», 
хотя ядро линии более яркое. 
Из рис. 2, а–в следует, что ход интенсивности 
в крыле линии K, т. е. на уровне фотосферы, не всегда может однозначно указывать на тип эмиссии, 
которая будет иметь место в хромосфере. Видно, 

что даже при идентичных интенсивностях в области 
крыла для отдельных структур кардинальные отличия контуров начинаются от уровня образования 
участков K1, который находится между верхней фотосферой и нижней хромосферой. Вероятно, в этих 
слоях начинают проявляться процессы, которые приводят к формированию эмиссии, наблюдающейся 
в средней хромосфере. 
Анализ контуров линии K в разных хромосферных структурах, относящихся к одному тому же 
моменту времени, показывает, что их форма зависит 
как от температурной стратификации, так и от динамического режима во всем слое образования линии — от фотосферы до средней хромосферы. 
Одно из динамических явлений, связанных с изменениями контуров линий Ca II во времени, — 
это так называемые яркие зерна (вспышки или точки 
в другой терминологии), обнаруженные первоначально во внутренних частях хромосферной сетки. 
В ряде работ [например, Cram, 1974; Cram et al., 
1977; Cram, Dame, 1983; Rutten, Uitenbroek, 1991; 
Kamio, Kurokawa, 2006; Beck et al., 2008] картина 
вариаций контура линий Ca II, связанных с яркими 
зернами, была описана следующим образом. Возникает поярчение в крыльях линии, которое распространяется к ее центру. В это же время ядро 
линии постепенно смещается в красную сторону. 
Появляется сильное поярчение на фиолетовой стороне от центра линии при значительном ослаблении или отсутствии пика с красной стороны, т. е. 
IK2v/IK2r>1. Эти поярчения и называются K2v-зернами. 
Минимум K3 в момент K2v-вспышки максимально 
смещен в красную сторону. Затем происходит резкое затухание зерна, а минимум K3 смещается       
в фиолетовую сторону. Иногда при этом наблюдаются поярчения красного пика K2r, т. е. IK2v/IK2r<1. 
Такая картина изменений контура линии была 
названа стандартной в обзоре [Rutten, Uitenbroek, 
1991]. Размер K2v-зерна, по различным оценкам, 
составляет 0.7–3 угл. сек [Liu, 1974; Beck et al., 
2008; Vecchio et al., 2009]. Периодичность появления K2v-зерен была определена как 3 мин. 
Процесс генерации слабыми акустическими ударами K2v-зерен был промоделирован в работе 
[Carlsson, Stein, 1997]. Было найдено довольно хорошее соответствие модели и описанной выше 
картины. В эти же годы были опубликованы и другие предположения о физике процесса K2v-зерен 
[см., Kalkofen, 1996 и ссылки там]. 
Однако дальнейшие наблюдения выявили, что, вопервых, периодичность появления зерен может занимать не только трехминутный диапазон [Kalkofen, 
1996; Lites et al., 1999; Beck et al., 2008]. В нашей работе [Grigoryeva et al., 2016] было также показано, 
что K2v-зерна имеют сложный спектральный состав 
колебаний. Во-вторых, ход изменений в контуре 
линии может отличаться от стандартной картины. 
И, в третьих, зерна могут встречаться не только во 
внутренних частях хромосферной сетки, но и во 
внешних ярких частях [Rutten, Uitenbroek, 1991; 
Kalkofen, 1996, 1997; Lites et al., 1999; Beck et al., 
2008]. 

Пространственные и временные вариации…  
 
 
  
          Spatial and temporal variations… 

11

Проведенное в нашей работе исследование показало, что большинство смещений K3 соответствует 
картине «стандартной» эволюции IK2v-зерен. Были 
обнаружены и отклонения от стандартной картины. 
Это можно видеть на рис. 3, в, г, ж, з. Как показывает табл. 2, есть случаи, когда минимум K3 в момент 
вспышки K2v-зерна оказывается смещенным не в красную, а в фиолетовую сторону (3 случая из 48 для 
области S25W12 и 5 случаев из 70 для области 
S25W17). Имеются также случаи красного смещения минимума K3 в моменты минимального отношения IK2v/IK2r. Однако следует подчеркнуть, что для 
обеих серий в структурах «n» и «c» преобладает 
тенденция стандартной картины — смещения центра 
линии K3 в красную сторону для больших значений 
отношения IK2v/IK2r и в фиолетовую сторону — для 
малых (рис. 4). Такая же тенденция заметна и для 
структур «f», «x», «b» (графики не приводятся). 
Также можно отметить, что количество контуров, для которых отношение IK2v/IK2r<0.85, значительно меньше, чем количество контуров, для которых IK2v/IK2r>1.15 (рис. 4). Контуры с интенсивностью красного пика K2r, большей, чем интенсивность фиолетового пика K2v, встречаются редко. 
Положительная асимметрия контуров (IK2v/IK2r>1), 
по модельным вычислениям [Bjørgen et al., 2017], 
вызвана комбинацией потока вверх на высоте 1.2 Мм 
и потока вниз на высоте 2.4 Мм и увеличением 
функции источников на высоте 1.2 Мм. 
По наблюдениям в ранних работах [см., например, Lites et al., 1993 и ссылки там] колебательные 
процессы во внутренних и внешних частях хромосферной сетки различаются. В работе [Lites et al., 
1993] утверждается, что в момент вспышки в сетке 
всегда происходит одновременное поярчение фиолетового и красного пиков. Низкочастотные колебания (f<3 мГц), наблюдаемые в сетке, по их данным, 
не коррелированы с колебаниями в нижележащих 
слоях и ограничены хромосферными слоем, в отличие от более высокочастотных колебаний в «ячейке». На основании этих наблюдений Lites et al. 
[1993] делают вывод, что колебания в «сетке» и 
«ячейке» 
имеют 
фундаментальные 
отличия. 
Наблюдения [Vecсhio et al., 2009] по фотосферной 
линии Fe I 709.0 нм и хромосферной линии Ca II 
854.2 нм с высоким пространственным разрешением 
(0.166"/пиксел) показали, что чисто акустические 
трехминутные вертикальные колебания не повсеместны. Даже в спокойных внутренних частях хромосферной сетки трехминутные колебания занимают 
25–30 % площади. Они значительно подавлены из-за 
присутствия наклонных фибрилл и более мелкомасштабных элементов магнитного поля. Магнитное поле в значительной степени определяет динамические процессы в хромосферной сетке. Шоки с 
различными характеристиками наблюдаются как в 
областях «сетки», так и в областях «ячейки» 
[Reardon et al., 2008]. 
В нашей работе [Grigoryeva et al., 2016] мы подробно исследовали встречаемость K2v-зерен в различных хромосферных структурах. Оказалось, что 
K2v-зерна происходят в любой из рассмотренных 
нами структур. Рисунок 3, б настоящей работы, 

представляющий один из примеров K2v-зерна в сетке, 
показывает явную асимметрию интенсивностей фиолетового и красного пиков во время фазы максимума. 

Полученные нами результаты свидетельствуют о 
разнообразии колебательных процессов в хромосферной сетке. Вероятно, во многом это связано с 
тем, что магнитное поле оказывает влияние не только 
на процессы, происходящие в магнитных «сетках», 
но и на процессы, происходящие в «ячейках». 
Для того чтобы установить возможные связи 
между выбранными парами параметров контуров 
линии K (см. табл. 2), были построены графики рассеяния. Мы использовали, как уже упоминалось в 
разделе 2.3, выборки, содержащие все пространственные точки однотипных хромосферных структур во все моменты времени временной серии. Эти 
графики отражают общие свойства структур. Они не 
связаны напрямую с различными локальными динамическими процессами, происходящими в хромосферной сетке. Тем не менее, графики рассеяния 
смещения DλK3 в зависимости от отношения интенсивностей IK2v/IK2r (рис. 5, а, б) указывают на наличие отмеченной выше для K2v-зерен тенденции: 
смещение DλK3 увеличивается при увеличении отношения интенсивностей IK2v/IK2r, хотя имеется значительный разброс значений. Высокая корреляция 
этих параметров отмечается в работе [Rezaei et al., 
2007]. 
Можно отметить слабую корреляцию или ее отсутствие между параметрами ∆λK2v и ∆λK2r (табл. 2). 
Это подтверждают и графики рассеяния для этой 
пары параметров (рис. 5, в, г). Пики K2v и K2r смещаются практически независимо друг от друга. Частично отсутствие корреляции можно было бы объяснить тем, что не всегда можно определить положение пика K2v. Еще в большей степени это относится к пику K2r. Но, при отсутствии проблемы с 
определением пиков во флоккулах, их смещения 
также не коррелированны. Кроме того, во всех 
структурах интенсивности IK2v и IK2r при тех же проблемах с определением положения пиков имеют 
коэффициенты корреляции, значимо отличающиеся 
от нуля. Это можно видеть и на графиках рассеяния, 
приведенных на рис. 5, д, е. Исключение составляет 
флоккул из области S25W17 (см табл. 2 и рис. 5, е). 
Не обнаружено существенной корреляции между 
параметром ∆λK2r–∆λK2v и остальными параметрами, 
за двумя исключениями. Существует очевидная 
корреляция ∆λK2r–∆λK2v со смещением ∆λK2v и 
корреляция ∆λK2r–∆λK2v с интенсивностью IK2v в 
структурах со слабым магнитным полем «c» и «p» 
области S25W12. 
Имеется высокая корреляция среднего сдвига 
пиков ∆λK2 ср  со сдвигами ∆λK2v и ∆λK3. Этот параметр слабо коррелирует с интенсивностями IK2v, IK3 
и отношением IK2v/IK2r, за исключением высокой 
корреляции ∆λK2 ср  с IK2v и IK2v/IK2r для структуры со 
слабым магнитным полем «p». 
Высокая корреляция отмечается для пар параметров IK2r–IK3 и IK2v–IK3 области S25W17. Особенно высока она для структур «c» и «n». Интенсивность контура линии в этих структурах имеет