Солнечно-земная физика, 2020, том 6, № 4

СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА 

Свидетельство о регистрации 
средства массовой информации  
от 02 октября 2020 г. ЭЛ № ФС77-79288, 
выдано Федеральной службой по надзору 
в сфере связи, информационных технологий 
и массовых коммуникаций (Роскомнадзор)

Издается с 1963 года 

ISSN 2712-9640

              DOI: 10.12737/issn.2412-4737 
              Том 6. № 4. 2020. 99 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 02, 2020. ЭЛ № ФС77-79288 
The edition has been published since 1963 

ISSN 2712-9640

               DOI: 10.12737/issn.2412-4737 
               Vol. 6. Iss. 4. 2020. 99 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.-к. 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

Афанасьев Н.Т., д-р физ.-мат. наук, ИГУ
Afanasiev N.T., D.Sc. (Phys.&Math.), ISU

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.-к. 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

Салахутдинова И.И., канд. физ.-мат. наук,
Salakhutdinova I.I., C.Sc. (Phys.&Math.),

ученый секретарь, ИСЗФ СО РАН
Сафаргалеев В.В., д-р физ.-мат. наук, ПГИ 

Scientific Secretary, ISTP SB RAS
Safargaleev V.V., D.Sc. (Phys.&Math.), PGI 

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

Григорьев В.М., Ермакова Л.В., Хлыстова А.И. Асимметрия в появлении лидирующей и последу
ющей полярностей в фотосферном магнитном поле на ранней стадии образования активной области …... 3–9 

Турова И.П., Григорьева С.А., Ожогина О.А. Пространственные и временные вариации формы кон
туров линии K Ca II в различных структурных образованиях солнечной хромосферы. II. Методика определения и корреляционные соотношения между параметрами линии для участков K1 и K2 ………………

 
10–17 

Некрасов А.К., Пилипенко В.А. МГД-волны в столкновительной плазме солнечной короны и земной 

ионосферы …………………....................................................................................................................... 18–25 

Пархомов В.А., Еселевич В.Г., Еселевич М.В., Дмитриев А.В., Суворова А.В., Ведерникова Т.И.

Классификация магнитосферных откликов на взаимодействие с диамагнитными структурами медленного солнечного ветра …………………………………………………………………………………...

 
26–41 

Зверев А.С., Григорьев В.Г., Гололобов П.Ю., Стародубцев С.А. Мониторинг параметров анизо
тропии космических лучей в реальном времени и краткосрочный прогноз геомагнитных возмущений …. 42–45 

Лазутин Л.Л. Возрастания энергичных протонов СКЛ на Земле и их связь с источниками

на Солнце …………………………………………………………………………………………………… 46–50 

Котова Г.А., Веригин М.И., Гомбоши Т., Кабин К. Аналитическая модель околопланетной 

ударной волны для различных направлений магнитного поля, основанная на МГД-расчетах ………..
51–58 

Макаров Г.А. Геометрический фактор в сезонных вариациях среднесуточных значений геомаг
нитного индекса Dst ………………………………………..................................................................................... 59–66 

Пенских Ю.В. Применение метода наибольших вкладов в технике инверсии магнитограмм ……. 67–76

Афанасьев Н.Т., Чудаев С.О. Диагностика стохастического ионосферного канала в декаметро
вом диапазоне радиоволн …………………………………………………………………………………… 77–85 

Борчевкина О.П., Карпов И.В., Карпов М.И., Коренькова Н.А., Власов В.И., Лещенко В.С.

Влияние метеорологических штормов на область Е ионосферы в 2017–2018 гг. ………………………
86–92 

Гульельми А.В., Клайн Б.И., Куражковская Н.А. Землетрясения и геомагнитные возмущения ...
93–98

CONTENTS 
 

Grigoryev V.M., Ermakova L.V., Khlystova A.I. Asymmetry in occurrence of the leading and following

polarities in the photospheric magnetic field at the early stage of active region formation ………………….. 3–9 

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. II. Determination technique and correlation relationships between the K CA II line parameters for K1 and K2 features ……………………………………… 10–17 

Nekrasov A.K., Pilipenko V.A. MHD waves in the collisional plasma of the solar corona and terrestrial 

ionosphere …………………………………………………………………………………………………….. 18–25 

Parkhomov V.A., Eselevich V.G., Eselevich M.V., Dmitriev A.V., Suvorova A.V., Vedernikova T.I.

Classification of magnetospheric responses to interaction with diamagnetic structures of slow solar wind …......... 26–41 

Zverev A.S., Grigoryev V.G., Gololobov P.Yu., Starodubtsev S.A. Real-time monitoring of cosmic ray 

anisotropy parameters and short-term forecasting of geomagnetic disturbances ……………………………. 42–45 

Lazutin L.L. Increases in SCR energetic proton fluxes on Earth and their relation to solar sources …….. 46–50

Kotova G.A., Verigin M.I., Gombosi T., Kabin K. Analytical model of the planetary bow shock for var
ious magnetic field directions based on MHD calculations …….......................................................................... 51–58 

Makarov G.A. Geometric factor in seasonal variations of daily average values of the geomagnetic

index Dst ……………………………………………………………………………………………………… 59–66 

Penskikh Yu.V. Applying the method of maximum contributions to the magnetogram inversion 

technique …………………............................................................................................................................... 67–76 

Afanasiev N.T., Chudaev S.О. Diagnostics of the stochastic ionospheric channel in the decameter band 

of radio waves …………………........................................................................................................................ 77–85 

Borchevkina O.P., Karpov I.V., Karpov M.I., Korenkova N.A., Vlasov V.I., Leshchenko V.S. Impact 

of meteorological storms on the E-region of the ionosphere in 2017–2018 ………………………………….. 86–92 

Guglielmi V., Klain B.I., Kurazhkovskaya N.A. Earthquakes and geomagnetic disturbances …………..
93–98

Солнечно-земная физика. 2020. Т. 6. № 4 
 
 
 
        Solnechno-zemnaya fizika. 2020. Vol. 6. Iss. 4 

3 

УДК 523.982 
 
 
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 03.06.2020 

DOI: 10.12737/szf-64202001 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 26.08.2020 

 

АСИММЕТРИЯ В ПОЯВЛЕНИИ ЛИДИРУЮЩЕЙ 

И ПОСЛЕДУЮЩЕЙ ПОЛЯРНОСТЕЙ В ФОТОСФЕРНОМ МАГНИТНОМ ПОЛЕ 

НА РАННЕЙ СТАДИИ ОБРАЗОВАНИЯ АКТИВНОЙ ОБЛАСТИ 

ASYMMETRY IN OCCURRENCE OF THE LEADING 

AND FOLLOWING POLARITIES IN THE PHOTOSPHERIC MAGNETIC FIELD 

AT THE EARLY STAGE OF ACTIVE REGION FORMATION 

 
В.М. Григорьев 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, vgrig@iszf.irk.ru 
Л.В. Ермакова 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, lermak@iszf.irk.ru 
А.И. Хлыстова
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия, hlystova@iszf.irk.ru 

V.M. Grigoryev 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, vgrig@iszf.irk.ru 
L.V. Ermakova
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, lermak@iszf.irk.ru 
A.I. Khlystova
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia, hlystova@iszf.irk.ru 

 

 

Аннотация. Эволюция магнитного поля в фото
сфере на ранней стадии развития активной области 
изучалась по данным о продольной компоненте 
магнитного поля и лучевых скоростях, полученным   
с помощью SOHO/MDI и SDO/HMI. Визуальная 
инспекция 48 случаев возникновения активных областей и детальный анализ динамики потоков магнитного поля четырех активных областей показали, 
что в момент выхода нового магнитного поля первым в фотосфере обнаруживается поле последующей полярности. Асимметрия потоков лидирующей 
и последующей полярностей сохраняется несколько 
десятков минут. Наблюдаемая асимметрия магнитных потоков подтверждает результаты численного 
моделирования выхода магнитного поля активной области в верхних слоях конвективной зоны, выполненного Ремпелем и Ченгом [Rempel, Cheung, 2014]. 

Ключевые слова: магнитное поле, активные об
ласти. 

Abstract. We study the evolution of the photospheric 

magnetic field at the early stage of active region development. We use data on longitudinal component of the 
magnetic field and line-of-sight velocities from 
SOHO/MDI and SDO/HMI. Visual inspection of 48 cases 
of birth of active regions and detailed analysis of the 
magnetic flux dynamics in 4 active regions have shown 
that at the time of emergence of a new magnetic field, 
the field of the following polarity is the first to be detected in the photosphere. The observed asymmetry of 
magnetic fluxes supports the results of the numerical 
simulation of emergence of the active region magnetic 
field in the upper layers of the convective zone, which 
has been carried out by Rempel and Cheung [2014]. 

Keywords: magnetic field, active regions. 

 
 
 
 

 

 

ВВЕДЕНИЕ 

Активные области (АО) в атмосфере Солнца об
разуются в результате выхода магнитного поля изпод фотосферы. Магнитное поле генерируется в 
основании конвективной зоны механизмом солнечного динамо. Биполярность АО проявляется, когда 
вершина поднимающейся Ω-образной трубки магнитного потока пересекает фотосферу. Наблюдаемое распределение концентраций магнитного поля 
говорит о том, что трубка всплывает не как единый 
объект, а как когерентная магнитная система трубок 
тороидального магнитного поля, подверженная влиянию конвективных течений в солнечных недрах.  

При появлении и развитии АО показывают ряд 

асимметрий, касающихся лидирующей и последующей полярностей. Перечислим основные. Ось, связывающая противоположные полярности, ориентирована почти в восточно-западном направлении, 
но лидирующая часть смещена к экватору. Магнитное 

поле лидирующей полярности стремится сконцентрироваться в компактную область и в дальнейшем сформироваться в большое солнечное пятно, 
тогда как поле последующей полярности остается 
более 
фрагментарным. Было получено 
[Tian, 

Alexander, 2009], что лидирующая полярность выносит в 3–10 раз больше спирального потока, чем 
последующая. Это может означать, что лидирующая 
часть имеет большую скрученность еще до всплытия или есть разница в скорости всплытия оснований магнитных петель. 

В ранних исследованиях, выполненных по дан
ным обсерватории Маунт-Вилсон [Bumba, Howard, 
1965], была найдена несбалансированность магнитных полярностей при возникновении АО, а именно 
преобладание последующей полярности. Возможно, 
это было обусловлено низким пространственным 
разрешением магнитограмм — 23ꞌꞌ. В то же время 
хромосферные наблюдения в линии K CaII показали, 
что последующая часть флоккула также развивается 

В.М. Григорьев, Л.В. Ермакова, А.И. Хлыстова 
 
 
     V.M. Grigoryev, L.V. Ermakova, A.I. Khlystova 

 
4

раньше лидирующей [Knoska, 1977]. В работе [Bappu 
et al., 1968] была впервые обнаружена область 
поперечного магнитного поля, ориентированного 
в направлении, связывающем холмы продольного 
поля, где позже сформировались пятна. Развитие 
АО происходило также от последующей полярности 
к лидирующей. 

Природа асимметрии появления и развития маг
нитных потоков лидирующей и последующей полярности не ясна, хотя имеются модели, удовлетворительно описывающие некоторые детали процесса 
[Fan et al., 1993; Fan, 2008; Rempel, Cheung, 2014]. 
Особенности появления и развития полярностей 
являются критически важными для выбора модели 
всплытия магнитного поля, поэтому необходимо 
исследовать появление магнитного потока на ранней 
стадии развития АО по наблюдениям с высоким 
пространственным разрешением. 

Целью данной работы является исследование 

асимметрии появления магнитного поля, связанной 
со временем появления магнитных потоков лидирующей и последующей полярностей на самой ранней стадии развития АО, по данным с высоким пространственным и временным разрешением. 

 

НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ 
МАТЕРИАЛ 
И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ 

Использовались данные SOHO/MDI и SDO/HMI 

для АО, наблюдавшихся в 23-м и 24-м циклах солнечной активности. Пространственное разрешение 
данных в первом случае составляет ~2ꞌꞌ, во втором 
~0.5ꞌꞌ. При выборе объектов исследования частично 
использовались сведения из работы [Schunker et 
al., 2016]. Анализ проводился путем визуального 
просмотра магнитограмм. В дальнейшем для нескольких АО выполнялась количественная обработка с использованием данных о продольном магнитном поле и доплеровских скоростях. При вычислении магнитного потока учитывалось сокращение 
видимой поверхности Солнца вследствие проекции.  

При просмотре магнитограмм в некоторых слу
чаях достаточно уверенно можно установить полярность элемента, который появляется первым. Однако 
чаще наблюдается, что площадь одной полярности 
увеличивается намного быстрее, чем другой. При 
этом на самой ранней стадии полярности не перемешаны и кажется, будто из некоторой точки выбрасывается покрывало, которое затем дробится 
на кусочки участками противоположной полярности. 
Разумеется, это лучше видно при образовании 
большой активной области. 

Отбор объектов осуществлялся по следующим 

критериям: 

• Активная область возникает на относительно 

свободном участке, где нет старых магнитных полей, нет усиленных сеточных полей. 

• Желательно, чтобы скорость выхода поля бы
ла высокой, существовал единственный центр выхода поля, а если имеется несколько центров, то чтобы 
они работали не одновременно. 

• Для уменьшения искажений знаков продоль
ного поля, возникающих вследствие проекции, от
бирались АО в интервале долгот ~E45–W35. Допускалось включение АО в число рассматриваемых АО 
на большей гелиодолготе, если на стадии их возникновения линия раздела полярностей для АО в целом 
или для отдельной первоначально обособленной арки 
была ориентирована под углом >45° к экватору. 

• Минимальная протяженность АО в максимуме 

развития ~7°. Допускалось включение АО меньшей 
протяженности, если она возникала вблизи центрального меридиана. 

Надо отметить, что при образовании больших 

активных областей выход магнитного поля зачастую 
начинается с мелких арок, ориентированных под 
разными углами. Выход основного потока происходит с наибольшей скоростью. Он может содержаться 
в нескольких арках. Позднее основания арок одной 
полярности показывают тенденцию к объединению. 
Самая крупная арка чаще всего с самого начала ориентирована E–W. Она наиболее ярко показывает закономерности распределения полей разных полярностей. Это обстоятельство учитывалось при анализе. 

 

РЕЗУЛЬТАТЫ 

В таблице (см. с. 104) указаны номера АО, их 

координаты на момент начала выхода магнитного 
поля, дата и время появления нового магнитного 
поля, максимальная протяженность АО и преобладающая в начале выхода полярность (f — последующая, l — лидирующая). 

Всего рассмотрено 48 АО. Образование 33 АО 

начиналось с последующей полярности, в 5 АО преобладала лидирующая. В десяти случаях преобладающая полярность не выделена. К востоку от центрального меридиана образовались 26 АО (f — 22; 
l — 0; f и l — 4), к западу — 22 АО (f — 11; l — 5; 
f и l — 6).  

На примере четырех активных областей процесс 

появления магнитного поля был рассмотрен более 
детально. Отбор осуществлялся в значительной мере 
случайным образом, тем не менее отдавалось предпочтение АО не самого малого размера, расположенным как можно ближе к центральному меридиану. 
Были выбраны следующие активные области: 
NOAA 11431 (W11), 12175 (E14), 12632 (E01) и 12715 
(E40). Последняя располагалась на большой гелиодолготе, но там наблюдалась интересная особенность динамики магнитного поля. 

NOAA 12175 возникла 24.09.2014 на участке    

с координатами N14E13. Появление нового потока началось после 07:00 UT в области старых полей обеих полярностей в виде нескольких очагов 
(см. рис. 1, а). Динамику нового магнитного поля 
проследить трудно, поскольку мешают старые поля. 
Спустя два часа в юго-западном районе, где нет старых полей, появился биполярный магнитный поток, 
с которого началось формирование лидирующей 
части активной области. Выход поля происходил 
в свободном от фоновых полей месте, поэтому есть 
возможность сравнить динамику магнитных потоков 
разных полярностей. Сначала в 09:08 UT появился 
участок с отрицательными лучевыми скоростями (указан стрелкой  на рис. 1, б). При данном  гелиографи- 

Асимметрия в появлении лидирующей и последующей полярностей       Asymmetry in occurrence of the leading and following polarities 

 
5

 

 

Рис. 1. Магнитограммы продольного поля активной области NOAA 12175 за 24.09.2014 (а) и для ее западного участка 

(б), а также графики потоков магнитного поля лидирующей (серая линия) и последующей (черная линия) полярностей 
для западного участка NOAA 12175. Шестиугольником (а) обведена вся область выхода магнитного поля, границы югозападного участка очерчены прямоугольником на кадре в 11:00 UT (правая верхняя панель). На рис. 1, б нанесены 
изолинии отрицательных лучевых скоростей 

 

ческом положении это означает подъем вещества. 
Спустя 3 мин появилось поле последующей полярности, через 2–3 мин — лидирующей. Описанные 
изменения связаны с подъемом магнитной арки. 
Когда горизонтальное магнитное поле вершины арки 
появляется в фотосфере, регистрируется подъем вещества. Вертикальная составляющая вектора магнитного поля в это время отсутствует. На графике 
(рис. 1, б) показана динамика магнитных потоков. 
Видно, что в течение примерно одного часа уверенно преобладал поток последующей полярности. 

Выход магнитного поля NOAA 12715 начался 

около 05:00 UT 19.06.2018 на участке с координатами 
N08E43, в окружении старых полей обоих знаков. 
Спустя несколько часов старые магнитные поля вошли в магнитную систему новой активной области 
(см. рис. 2). Существенный рост нового магнитного 
потока наблюдается после 06:00 UT, сначала за счет 
последующей полярности. Детальное рассмотрение 
динамики магнитных полей проведем для югозападного участка АО (рис. 2, средний ряд, кадр 
за 09:15 UT), на котором нет фоновых полей. Сначала появляется быстро растущая область отрицательных лучевых скоростей (указана стрелкой на левой нижней панели рис. 2). При таком гелиоцентрическом расстоянии (E41) это скорее обозначает 
подъем вещества, нежели его возможное горизон
тальное движение. Затем появляется смещенная   
к востоку последующая полярность (рис. 2, кадр 
за 09:30 UT). В 09:42 UT с западной стороны к ней 
примыкает появившееся поле лидирующей полярности. Теперь область отрицательных лучевых скоростей центрирована на линию раздела полярностей. Предположим, что эти полярности замыкаются 
друг на друга. Тогда есть два направления замыкания полярностей: запад–восток и юг–север (см. пары 
стрелок на нижней правой панели рис. 2). На это 
указывает двухвершинность области лучевых скоростей. На первом направлении при такой гелиодолготе могут быть искажения вследствие проекции, 
на втором — нет. Таким образом, картина начала 
подъема вещества и появления магнитных полей 
последующей и лидирующей полярностей сходна 
с описанной выше для NOAA 12175. 

NOAA 11431 (координаты S28W11) образова
лась 04.03.2012 на участке со слабыми фоновыми 
полями обеих полярностей. Выделить первичное 
появление нового магнитного поля трудно, поэтому 
на рис. 3 не приводятся изолинии лучевой скорости. 
Существенный рост магнитного потока начался после 
01:00 UT, и сразу же обнаружилось преобладание 
потока последующей полярности. На рис. 3 видно, 
что скорость роста магнитного потока последующей 
полярности выше. 

В.М. Григорьев, Л.В. Ермакова, А.И. Хлыстова 
 
 
     V.M. Grigoryev, L.V. Ermakova, A.I. Khlystova 

 
6

 

 

Рис. 2. Динамика продольного магнитного поля NOAA 12715 19.06.2018: два верхних ряда — магнитограммы всей 

активной области и графики потоков магнитного поля лидирующей (серая линия) и последующей (черная линия) полярностей; нижний ряд — фрагменты юго-западного участка магнитограмм (показан прямоугольником на кадре в 09:15 UT 
во втором ряду) с нанесенными изолиниями отрицательной лучевой скорости 

 

Рис. 3. Магнитограммы продольного поля и графики потоков магнитного поля лидирующей (черная линия) и после
дующей (серая линия) полярностей для NOAA 11431 04.03.2012 

 
Выход магнитного потока NOAA 12632 (коорди
наты N15E01) начался 31.01.2017 с 05:00 UT. Сначала появились небольшие участки последующей 
полярности, затем, после 06:00 UT, начался массовый выход поля. Динамика продольного поля и отрицательной лучевой скорости в области выхода 
такая же, как для NOAA 12175 и 12715: после начала подъема вещества (стрелка на рис. 4) появляется 

магнитное поле последующей полярности, а затем 
лидирующей. Преобладание последующей полярности сохраняется несколько часов. 

Таким образом, приведенные примеры для АО, 

возникших в интервале гелиодолгот E43–W11, 
подтверждают реальность асимметрии во времени 
появления магнитных потоков лидирующей и последующей полярностей, а именно, при всплытии маг- 

Асимметрия в появлении лидирующей и последующей полярностей       Asymmetry in occurrence of the leading and following polarities 

 
7

 

 

Рис. 4. Динамика продольного магнитного поля NOAA 12632 4.03.2012: левый столбец — магнитограммы всей 

активной области и графики потоков магнитного поля лидирующей (серая линия) и последующей (черная линия) полярностей; правый — фрагменты центрального участка с нанесенными изолиниями отрицательной лучевой скорости 

 

нитной арки первым регистрируется продольное 
поле последующей полярности. 
 

ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ 

Известно, что лучший признак возникновения 

активной области — это появление магнитного поля 
в фотосфере за один-два дня до формирования пор 
и пятен [Barnes et al., 2014]. Знание особенностей 
топологии и эволюции магнитного поля необходимо 
для верификации моделей всплытия трубок магнитного поля и их взаимодействия с конвективными 
движениями в подфотосферных слоях. Мы показали, что имеется асимметрия во времени появления 
в фотосфере магнитного поля лидирующей и последующей полярностей, указывающая на разбаланс 
магнитных потоков в начальный момент возникновения АО. В это время магнитное поле сильно 
фрагментировано. Наличие тонкой структуры в пределах элемента пространственного разрешения само 
по себе дает искажение величины регистрируемого 
магнитного потока. Кроме того, определение магнитного потока ограничено точностью измерений. 
Наблюдаемое различие потоков лидирующей и последующей частей АО отражает различие в структуре 

магнитного поля и, возможно, течений плазмы в магнитных трубках и является признаком начальной 
стадии появления биполярной области. Наблюдаемый разбаланс магнитных потоков и асимметрия  
в появлении и скорости развития магнитного поля 
в фотосфере могут служить определяющими факторами при верификации различных моделей всплытия магнитного поля. 

Первые модели [D’Silve, Choudhury, 1993; Fan et 

al., 1993, 1994; Caligari et al., 1995; Abbett et al., 
2000] удовлетворительно описывали наблюдаемую 
асимметрию морфологии всплывающего магнитного 
поля, хотя это были одномерные модели тонкой 
магнитной трубки. Развитые позже трехмерные 
модели [Fan, 2008; Cheung et al., 2010] были основаны на приближении несжимаемой среды и поэтому не соответствовали приповерхностным слоям 
конвективной зоны для глубин меньше 20 Мм. 
Наиболее адекватно отражающими процесс появления 
плавучих трубок поля и их эволюцию в присутствии 
конвективных движений являются МГД-модели, 
учитывающие сжимаемость среды [Cheung et al., 
2010; Stein, Nordland, 2012; Rempel, Cheung, 2014]. 
В модели [Rempel, Cheung, 2014] учитывается поток 

В.М. Григорьев, Л.В. Ермакова, А.И. Хлыстова 
 
 
     V.M. Grigoryev, L.V. Ermakova, A.I. Khlystova 

 
8

 

Исследуемые активные области 

Активная 

область NOAA 
Координаты 
Дата/время (UT) 

появления магнитного поля 
Размер, град. 
Полярность 

8782 
N09E15 
1999.11.26/17:05 
10 
f 

10132 
N18E17 
2002.09.21/14:27 
8 
f 

10488 
N08E28 
2003.10.26/09:00 
17 
f 

10559 
N07W20 
2004.02.13/06:23 
5 
f 

10671 
S10W20 
2004.09.06/03:15 
10 
l 

10770 
N13E19 
2005.05.28/11:11 
5 
f 

10939 
S04W08 
2007.01.20/01:25 
8 
f и l 

10964 
N03W05 
2007.07.12/09:24 
8 
f 

11066 
S26E38 
2010.05.01/12:06 
9 
f 

11080 
S23W24 
2010.06.09/22:24 
9 
f и l 

11081 
N22W35 
2010.06.11/07:12 
9 
f 

11103 
N26W14 
2010.09.01/07:00 
8 
f 

11130 
N14E18 
2010.11.27/06:28 
10 
f 

11132 
N12E16 
2010.12.03/17:40 
10 
f 

11148 
S28W20 
2011.01.16/13:22 
8 
f и l 

11154 
N08W35 
2011.02.07/23:52 
10 
l 

11158 
S20E54 
2011.02.10/00:40 
11 
f 

11174 
N18W19 
2011.03.16/09:00 
6 
f 

11194 
N31W17 
2011.04.12/23:10 
7 
f 

11198 
N26W30 
2011.04.21/09:04 
9 
l 

11199 
N20E02 
2011.04.25/04:10 
10 
f 

11214 
S24E32 
2011.05.13/13:40 
17 
f 

11241 
N20E30 
2011.06.22/08:10 
7 
f и l 

11242 
N14E14 
2011.06.27/19:40 
8 
f 

11297 
S14W30 
2011.09.13/13:23 
10 
l 

11311 
S13E40 
2011.10.03/12:55 
8 
f и l 

11322 
S26W45 
2011.10.15/10:13 
7 
f 

11327 
S21E40 
2011.10.18/21:24 
10 
f и l 

11406 
S23W30 
2012.01.15/18:30 
7 
l 

11416 
S28E44 
2012.02.08/02:15 
10 
f 

11431 
S28W11 
2012.03.03/23:03 
9 
f 

11531 
N15W20 
2012.07.24/00:30 
8 
f и l 

11645 
S13E18 
2013.01.02/12:45 
7 
f и l 

12003 
N06E18 
2014.03.08/21:00 
9 
f 

12011 
S07W10 
2014.03.18/00:30 
8 
f и l 

12048 
S20W10 
2014.04.26/08:45 
10 
f 

12175 
N14E14 
2014.09.24/07:00 
14 
f 

12273 
S03E27 
2015.01.15/01:00 
8 
f 

12363 
N04E03 
2015.06.04/06:00 
7 
f 

12423 
S09E14 
2015.09.22/01:00 
8 
f 

12433 
N20W33 
2015.10.11/05:00 
6 
f 

12493 
S07W10 
2016.02.02/06:00 
7 
f и l 

12543 
S06Е43 
2016.05.07/06:15 
7 
f 

12632 
N15E01 
2017.01.31/06:30 
9 
f 

12663 
N14E11 
2017.06.14/07:15 
9 
f 

12715 
N08E40 
2018.06.19/05:00 
10 
f 

12735 
N03E40 
2019.03.17/11:00 
9 
f 

12736  
N08W13 
2019.03.19/01:00 основная арка  
10 
f 

 
вещества вдоль трубки магнитного поля в направлении, противоположном вращению Солнца, как 
следствие сохранения углового момента, что приводит к существенной асимметрии лидирующей и последующей полярностей. На самой ранней стадии 
формирования АО видна более ранняя концентрация магнитного поля последующей полярности. 
Формирование последующего пятна начинается 
раньше, чем лидирующего пятна, однако продолжается и после того, как лидирующее пятно уже 
сформировано. Лидирующее пятно является более 
когерентным и осесимметричным. 

Приведенные в данной работе результаты анализа 

48 случаев возникновения АО и примеры динамики потоков магнитного поля лидирующей и последующей полярностей говорят в пользу асимметрии 
во времени появления магнитного поля. При всплытии магнитного поля первым регистрируется магнитное поле последующей полярности. Результаты 
наших 
исследований 
согласуются 
с 
моделью 

[Rempel, Cheung, 2014]. 

Авторы благодарны командам SOHO и SDO   

за возможность доступа к базам данных по сети 
Интернет. Работа выполнена в рамках базового фи

Асимметрия в появлении лидирующей и последующей полярностей       Asymmetry in occurrence of the leading and following polarities 

 
9

нансирования программы ФНИ II.16 (уникальный 
номер 0344-2019-0021) при поддержке грантов 
РФФИ № 18-02-00085 и № 19-52-45002. 

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 

Abbett W.P., Fisher G.H., Fan Y. The three-dimensional 

evolution of rising, twisted magnetic flux tubes in a gravitationally model convection zone // Astrophys. J. 2000. V. 540. 
P. 548–562. DOI: 10.1086/309316. 

Bappu M.K.V., Grigoriev V.M., Stepanov V.E. On the 

development of magnetic fields in active regions // Solar Phys. 
1968. V. 4. P. 409–420.  

Barnes G., Birch A.C., Leka K.D., Braun D.C. Helioseismol
ogy of pre-emerging active regions. III. Statistical analysis // Astrophys. J. 2014. V. 786. P. 19–32. DOI: 10.1088/0004637X/786/1/19. 

Bumba V., Howard R. A study of the development of active 

regions on the Sun // Astrophys. J. 1965. V. 141. P. 1492–1501. 

Caligari P., Moreno-Inserties F., Schüssler M. Emerging 

flux tubes in the solar convective zone. 1: Asymmetry, tilt and 
emerging latitude // Astrophys. J. 1995. V. 452. P. 894–902. 
DOI: 10.1086/175410. 

Cheung M.C.H., Rempel M., Title A.M., Schüssler M. 

Simulation of the formation of a solar active region // Astrophys J. 2010. V. 720. P. 233–244. DOI: 10.1088/0004637X/720/1/233. 

D’Silva S., Choudhury A.R. A theoretical model for tilts 

of bipolar magnetic regions // Astron. Astrophys. 1993. V. 272. 
P. 621–633.  

Fan Y. The three-dimensional evolution of buoyant mag
netic flux tubes in a model solar convective envelope // Astrophys. J. 2008. V. 676. P. 680–697. DOI: 10.1086/527317. 

Fan Y., Fisher G.H., de Luca E.E. The origin of morpho
logical asymmetries in bipolar active regions // Astrophys. J. 
1993. V. 405. P. 390–401. DOI: 10.1086/172370. 

Fan Y., Fisher G.H., McClymont A.N. Dynamics of 

emerging active region flux loops // Astrophys. J. 1994. V. 436. 
P. 907–928. DOI: 10.1086/174967. 

Knoska S. The initial phase of development of chromo
spheric faculae // Bull. Astr. Inst. Chech. 1977. V. 28. P. 114–
117.  

Rempel M., Cheung M.C.M. Numerical simulations of ac
tive region scale flux emergence from spot formation to decay // 
Astrophys J. 2014. V. 785. P. 90–109. DOI: 10.1088/0004637X/785/2/90. 

Schunker H., Braun D.C., Birch A.C., et al. SDO/HMI sur
vey of emerging active regions for helioseismology // Astron. 
Astrophys. 2016. V. 595. P. 107–117. DOI: 10.1051/00046361/201628388. 

Stein R.F., Nordlund A. On the formation of active regions // 

Astrophys. J. 2012. V.753. P. L1–L14. DOI: 10.1088/20418205/753/1/L13. 

Tian I., Alexander D. Asymmetry of helicity injection flux in 

emerging active regions // Astrophys. J. 2009. V. 695. P. 1012–
1023. DOI: 10.1088/0004-637X/695/2/1012. 

 
 
 

REFERENCES 

Abbett W.P., Fisher G.H., Fan Y. The three-dimensional 

evolution of rising, twisted magnetic flux tubes in a gravitationally model convection zone. Astrophys. J. 2000, vol. 540, 
pp. 548–562. DOI: 10.1086/309316. 

Bappu M.K.V., Grigoriev V.M., Stepanov V.E. On the 

development of magnetic fields in active regions. Solar Phys. 
1968, vol. 4, pp. 409–420.  

Barnes G., Birch A.C., Leka K.D., Braun D.C. Helioseis
mology of pre-emerging active regions. III. Statistical analysis. 
Astrophys. J. 2014, vol. 786, pp. 19–32. DOI: 10.1088/0004637X/786/1/19. 

Bumba V., Howard R. A study of the development of active 

regions on the Sun. Astrophys. J. 1965, vol. 141, pp. 1492–1501.  

Caligari P., Moreno-Inserties F., Schüssler M. Emerging 

flux tubes in the solar convective zone. 1: Asymmetry, tilt and 
emerging latitude. Astrophys. J. 1995, vol. 452, pp. 894–902. 
DOI: 10.1086/175410. 

Cheung M.C.H., Rempel M., Title A.M., Schüssler M. 

Simulation of the formation of a solar active region. Astrophys. J. 2010, vol. 720, pp. 233–244. DOI: 10.1088/0004637X/720/1/233. 

D’Silva S., Choudhury A.R. A theoretical model for tilts 

of bipolar magnetic regions. Astron. Astrophys. 1993, vol. 272, 
pp. 621–633.  

Fan Y. The three-dimensional evolution of buoyant mag
netic flux tubes in a model solar convective envelope. Astrophys. J. 2008, vol. 676, pp. 680–697. DOI: 10.1086/527317. 

Fan Y., Fisher G.H., de Luca E.E. The origin of morpho
logical asymmetries in bipolar active regions. Astrophys. J. 
1993, vol. 405, pp. 390–401. DOI: 10.1086/172370. 

Fan Y., Fisher G.H., McClymont A.N. Dynamics of 

emerging active region flux loops. Astrophys. J. 1994, vol. 436, 
pp. 907–928. DOI: 10.1086/174967. 

Knoska S. The initial phase of development of chromo
spheric faculae. Bull. Astr. Inst. Chech. 1977, vol. 28, pp. 114–
117. 

Rempel M., Cheung M.C.M. Numerical simulations of ac
tive region scale flux emergence from spot formation to decay. 
Astrophys. J. 2014, vol. 785, pp. 90–109. DOI: 10.1088/0004637X/785/2/90. 

Schunker H., Braun D.C., Bireh A.C., Burston R.B., Gi
zon L. SDO/HMI survey of emerging active regions for helioseismology. Astron. Astrophys. 2016, vol. 595, pp. 107–117. 
DOI: 10.1051/0004-6361/201628388. 

Stein R.F., Nordlund A. On the formation of active regions. 

Astrophys. J. 2012, vol. 753, pp. L1–L14. DOI: 10.1088/20418205/753/1/L13. 

Tian I., Alexander D. Asymmetry of helicity injection 

flux in emerging active regions. Astrophys. J. 2009, vol. 695, 
pp. 1012–1023. DOI: 10.1088/0004-637X/695/2/1012. 

Как цитировать эту статью: 
Григорьев В.М., Ермакова Л.В., Хлыстова А.И. Асимметрия 

в появлении лидирующей и последующей полярностей в фотосферном магнитном поле на ранней стадии образования активной области. Солнечно-земная физика. 2020. Т. 6, № 4. С. 3–9. 
DOI: 10.12737/szf-64202001. 

 

 

 

Солнечно-земная физика. 2020. Т. 6. № 4 
 
 
 
        Solnechno-zemnaya fizika. 2020. Vol. 6. Iss. 4 

10 

УДК 523.9-1/-8, 523.945  
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 28.05.2020 

DOI: 10.12737/szf-64202002 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 08.11.2020 

 

ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ И ВРЕМЕННЫЕ ВАРИАЦИИ ФОРМЫ КОНТУРОВ 

ЛИНИИ K Ca II В РАЗЛИЧНЫХ СТРУКТУРНЫХ ОБРАЗОВАНИЯХ 

СОЛНЕЧНОЙ ХРОМОСФЕРЫ. 

II. МЕТОДИКА ОПРЕДЕЛЕНИЯ И КОРРЕЛЯЦИОННЫЕ СООТНОШЕНИЯ 

МЕЖДУ ПАРАМЕТРАМИ ЛИНИИ ДЛЯ УЧАСТКОВ K1 И K2 

SPATIAL AND TEMPORAL VARIATIONS OF K Ca II LINE PROFILE SHAPES 

IN DIFFERENT STRUCTURES OF THE SOLAR CHROMOSPHERE. 

II. DETERMINATION TECHNIQUE AND CORRELATION RELATIONSHIPS 

BETWEEN THE K Ca II LINE PARAMETERS FOR K1 AND K2 FEATURES 

 
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. Исследовались две области в атмо
сфере Солнца, находящиеся в основании корональной дыры. Вычислен ряд параметров линии K Ca II 
для минимумов интенсивности K1 и пиков K2, которые образуются на высотах между верхней фотосферой и нижней хромосферой, и в нижней хромосфере соответственно. Уточнена методика определения сдвигов контура ∆K1v и ∆K1r, ∆K2v и ∆K2r, 
включая случаи, когда их прямое нахождение затруднено. Вычислены интенсивности IK1v, IK1r, IK2v, 
IK2r, разделения минимумов K1 и пиков K2: 
SEPK1=∆K1r–∆K1v, 
SEPK2=∆K2r–∆K2v 
соответ
ственно. Построены графики рассеяния и определены 
корреляционные соотношения между параметрами, 
относящимися к разным уровням атмосферы.  

Получены следующие результаты.  
Интенсивности, которые наблюдаются в нижней 

и средней хромосфере связаны между собой сильнее, чем интенсивности, относящиеся к верхней фотосфере и средней хромосфере. 

Структуры с усиленным магнитным полем более 

яркие на уровне верхней фотосферы и нижней хромосферы по отношению к структурам с более слабым полем.  

Разделения минимумов K1 имеют большую ве
личину для структур с усиленным магнитным полем по отношению к структурам с более слабым 
полем, тогда как для разделения пиков K2 картина 
обратная — они меньше для структур с усиленным 
магнитным полем. Такая зависимость имеет место 
не только для выбранных структур спокойной области, 
но и для флоккулов, хотя по флоккулам требуется 
дополнительная статистика. 

Зависимость между сдвигами интенсивности ми
нимумов K1 и пиков K2 для фиолетового и красного 
крыльев оказалась слабой. Это может быть связано 
как с существенным вкладом случайных движений 

Abstract. We have studied two regions located at 

the base of a coronal hole. For the K1 intensity minima 
and K2 peaks, which form between the upper photosphere and the lower chromosphere and in the lower 
chromosphere respectively, a number of Ca II line parameters have been computed. We have improved the 
determination technique for ∆K1v, ∆K1r, ∆K2v, ∆K2r 
line profile shifts, including certain cases when their 
direct determination was complicated. We have determined IK1v, IK1r, IK2v, IK2r intensities, K1 minima and K2 
peak separations SEPK1=∆K1r–∆K1v, SEPK2=∆K2r–
∆K2v respectively. We have constructed scatter plots 
and have computed correlation relationships between 
parameters relating to different levels of the atmosphere. 

We have obtained the following results. 
The intensities observed in the lower and middle 

chromosphere are connected closer than intensities related to the upper photosphere and middle chromosphere. 

The structures with a stronger magnetic field are 

brighter at the upper photosphere and lower chromosphere levels as compared to the structures with a weaker 
magnetic field. 

K1 minima separations are of greater value for the 

structures with a stronger magnetic field relative to the 
structures with a weaker magnetic field, whereas K2 
peak separations demonstrate the opposite behavior. 
They are lower for the structures with a stronger magnetic field. It is true not only for the chosen structures 
belonging to quiet regions but also for the plage, though 
we need additional statistics for plages. 

The relation between shifts of K1 minima and K2 

peak intensities for violet and red wings appeared to be 
weak. This may be due to the considerable contribution 
of random movements to the velocity field at the upper 
photosphere and lower chromosphere levels or due to 

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

11 

в поле скоростей на уровнях верхней фотосферы и 
нижней хромосферы, так и с разностью высот образования фиолетового и красного крыльев. 

Ключевые слова: фотосфера, хромосфера, кон
туры линии K Ca II. 

different forming levels for the profile violet and red 
wings. 

Keywords: photosphere, chromosphere, K Ca II line 

profiles. 

 

 

ВВЕДЕНИЕ 

В нашей предыдущей работе [Турова и др., 2018], 

далее статья I, мы показали, что для исследованных 
нами пространственных областей S25W17 и S25W12 
существует значимая корреляция между интенсивностями в центре и крыльях линии K Ca II. Этот 
вывод следует из сравнения параметров контура 
линии K, принадлежащих участкам K3 и K2, которые 
образуются на высотах средней и нижней хромосферы соответственно. Однако не меньший интерес 
в данном контексте представляют минимумы интенсивности линии K — участки K1, которые образуются 
на высотах между верхней фотосферой и нижней 
хромосферой. В статье I эти участки не рассматривались в связи с ненадежностью их компьютерной 
идентификации. В настоящее время мы изменили 
методику отождествления участков K1 и K2. 

Цель данной работы — дополнить наше преды
дущее исследование изучением корреляционных 
соотношений для участков K1 и K2, отождествленных с использованием уточненной методики, а также 
включить ряд других корреляционных соотношений, не вошедших в статью I. 

 
1. 
НАБЛЮДЕНИЯ И ИХ ОБРАБОТКА 

Наблюдения, использованные в данной работе, 

описаны в статье I и в работе [Grigoryeva et al., 
2016]. Хромосферные структуры отождествлялись 
по интенсивности центральной части линии K Ca II. 
На рис. 1, а, б, заимствованном из нашей статьи I, 
показан ход усредненной по времени интенсивности 
в центре линии K вдоль щели спектрографа для пространственных областей S25W17 и S25W12. Области расположены в основании корональной дыры. 
Буквенно-численными 
обозначениями 
отмечены 

хромосферные структуры, которые были исследованы в статье I (см. также [Teplitskaya et al., 2006; Grigoryeva et al., 2016]). Выделенные хромосферные 
структуры обозначены следующим образом: 

«n» — яркие сеточные структуры («сетка»); 
«ne» — усиленная сетка; 
«с» 
— 
темные 
внутрисеточные 
структуры 

(«ячейка»); 

«b» — флоккул; 
«p» — структура с пониженной яркостью, при
сутствующая на снимках одной из двух серий; 

«f» — участки на границах выделенных структур; 
«x» — структуры с промежуточной яркостью, 

которые не относятся к перечисленным выше структурам.  

В каждой точке пространства для выделенных 

структур были построены контуры линии K Ca II. 
Интересующие нас параметры контуров линии рассчитывались в программе, созданной в среде IDL. 
Все смещения по длине волны вычислялись относи- 

 

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 

тельно номинального центра линии K Ca II. Калибровка по длине волны выполнялась по FTS-атласу 
[Brault, Neckel, 1987]. Для нескольких (10–12) реперных линий, идентифицированных в спектре и в атласе, 
были вычислены центры линий и выполнена полиномиальная подгонка номеров пикселов к длинам 
волн. Вычисленный таким образом номинальный 
центр линии K Ca II использовался в качестве нульпункта шкалы длин волн. 

1.1. Уточнение методики определения 

участков K1 и K2 

Контуры линии K Ca II, которые наблюдаются 

в спокойной хромосфере, не всегда имеют четко выраженные пики K2 и минимумы K1, в отличие от контуров яркой сетки и флоккулов. На рис. 2, а показан 
контур линии K, на котором отчетливо выделяются 
пики K2 и минимумы K1. Этот контур принадлежит 
хромосферной структуре с повышенной яркостью. 
Нахождение участков K2 и K1 для таких контуров 
выполняется довольно просто средствами среды IDL. 

Иначе обстоит дело с контурами, один из кото
рых приведен на рис. 2, б. 

Этот контур относится к одной из темных струк
тур области S25W17 (ячейка «c1»). Пики K2  здесь 

Пространственные и временные вариации формы контуров  
 
               Spatial and temporal variations of shapes 

12 

 

 

Рис. 2. Контуры линии K Ca II в области S25W17: для 

хромосферной структуры с повышенной яркостью (а); для 
ячейки «с1» (б) 

отсутствуют, на их месте появляются небольшие 
участки с менее крутым ходом интенсивности, 
напоминающие короткие плато на фоне крутого 
изменения интенсивности крыла. Встречаются 
также контуры с почти монотонным ходом интенсивности на протяжении всего крыла. Мы наблюдали такие беспиковые контуры в области S25W12, 
они описаны в статье I. В подобных случаях говорить о местоположении участков K1 и K2 можно 
только условно. Но данные об этих участках нам 
нужны для поиска взаимосвязи между ними и теми 
участками контура, которые образуются на других 
высотах в атмосфере. 

В статье I мы уже указывали на трудности, свя
занные с компьютерной обработкой контуров со 
слабовыраженными пиками. Код в среде IDL, который использовался в статье I, не всегда справлялся с 
вычислениями на участках K1 и K2. В этих случаях 
приходилось менять алгоритм, подгонять его к каждому индивидуальному контуру. Такой путь мало 
пригоден для обработки большого объема наблюдательных данных. В настоящее время мы модифицировали алгоритм, что позволило нам работать в рамках единого подхода при обработке контуров со слабовыраженными пиками. 

Тестирование показало, что наиболее точный ре
зультат при поиске расположения участков K1 и K2, 
дает использование второй производной интенсивности линии K — d 2Id()2. В работе [Grossmann
Doerth et al., 1974] производные d 2Id()2 использовались для той же самой цели, но авторы лишь 
кратко упоминают об этом в своей статье, без описания методики. 

Применение нами данного подхода включает два 

шага. 

Шаг I. Поиск экстремумов интенсивности I() 

линии K Ca II, соответствующих участкам K1 и K2 
на заданном интервале длин волн. Интервал поиска 
задается вблизи среднего значения K2 участка K2, 
полученного нами в статье I, которое составляет 
±0.21 Å в фиолетовом и красном крыльях для обеих 
пространственных областей. 

Шаг II. Если по условиям поиска первый шаг не 

дает результата, в качестве местоположения участков K2 и K1 принимаются значения ±0.21 Å и ±0.30 Å 
соответственно. Величина K1≈0.30 Å часто характеризует двухпиковые контуры в спокойной области, для которых она легко определяется средствами 
IDL (например, наш рис. 2, а). Она также известна 
из литературных источников (см., например, [Liu, 
1974, таблица; Jensen, Orral, 1963, рис. 3, 7; Grossmann-Doerth et al., 1974]). 

Для реализации шага I мы находим вторую про
изводную 
d 2Id()2. 
Используется 
процедура 

DERIV из библиотеки IDL, которая выполняет численное дифференцирование, с применением трехточечной лагранжевой интерполяции. Контур линии 
задается в диапазоне =±0.5 Å и содержит 101 
точку с шагом 0.01 Å (см. рис. 2, а, б). 

В контексте данной задачи нам удобно опериро
вать значениями самой производной d 2Id()2, хотя 
при описании методики иногда удобнее пользоваться 
значениями кривизны k, которая повторяет ход 
d 2Id()2 и численно отличается от нее менее чем 
на 1 %. Наша задача заключается в нахождении точек, в которых 

2
2
/
( λ)
d I d 
 на заданном интервале 

∆ достигает максимального значения, при условии, 
что между этими точками происходит изменение 
знака d 2Id()2. Другими словами, мы фиксируем 
переход от вогнутой формы кривой интенсивности к 
выпуклой, если рассматривать каждое крыло в 
направлении от ∆=±0.5 Å к центру линии. 

В фиолетовом крыле анализ хода производной 

d 2Id()2 выполняется в интервале  = (–0.27 
–0.16) Å. В красном крыле ход d 2Id()2 анализируется в интервале =(0.160.30) Å. Максимальное 
значение d 2Id()2 в этих диапазонах  указывает 
на точку, которая отождествляется с местоположением 
минимума 
K1. 
Минимальное 
значение 

d 2Id()2 указывает на точку, которая соответствует 
местоположению пика K2. 

На рис. 3 приведен результат вычислений для 

красного крыла контура, приведенного на рис. 2, б. 
Синей линией показана интенсивность I()  на 
участке поиска, зеленой линией показан ход второй 
производной. 

Минимальная величина производной d 2Id()2 

находится на значении =0.22 Å, что соответствует 
местоположению участка K2r. Максимум d 2Id()2 
располагается на значении =0.25 Å и указывает 
на местоположение K1r.