Солнечно-земная физика, 2019, том 5, № 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 5. № 4. 2019. 130 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. 5. Iss. 4. 2019. 130 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

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

Куркин В.И., д-р физ.-мат. наук, ИСЗФ СО РАН
Kurkin V.I., D.Sc. (Phys.&Math.), ISTP SB 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

Боровик А.В., Жданов А.А. Процессы энерговыделения в солнечных вспышках малой мощности
3–11

Крайнев М.Б. Проявления в гелиосфере и в интенсивности ГКЛ двух ветвей солнечной активности
12–25

Иванов Е.Ф., Губин А.В., Лесовой С.В., Рамзес Сальдивар Эстрада. Проект солнечного спек
трополяриметра для прогноза космической погоды ………………………............................................ 26–33 

Федотова А.Ю., Алтынцев А.Т., Кочанов А.А., Лесовой С.В., Мешалкина Н.С. О калибровке 

изображений Сибирского радиогелиографа ………………………………………………………………. 34–41 

Пархомов В.А., Еселевич В.Г., Еселевич М.В., Дмитриев А.В., Ведерникова Т.И. Диамагнит
ные плазмоиды как составная часть диамагнитных структур медленного солнечного ветра и их воздействие на магнитосферу …………………………………………………………………………………..

 
42–54 

Зотов О.Д., Клайн Б.И., Куражковская Н.А. Влияние параметра β солнечного ветра на стати
стические характеристики Ap-индекса в цикле солнечной активности ………………………………… 55–63 

Коваль А.В. Статистически значимые оценки влияния солнечной активности на планетарные 

волны в средней атмосфере Северного полушария по данным модели МСВА ………………………... 64–72 

Степанов А.Е., Кобякова С.Е., Халипов В.Л. Наблюдение быстрых субавроральных дрейфов 

ионосферной плазмы по данным Якутской меридиональной цепочки станций ………………………..
73–79 

Михалев А.В. Среднеширотные сияния в 23–24-м солнечных циклах по данным наблюдений на юге

Восточной Сибири …………………………………………………………………………………………... 80–89 

Мартинес-Беденко В.А., Пилипенко В.А., Захаров В.И., Грушин В.А. Влияние тайфуна Vong
fong 2014 г. на ионосферу и геомагнитное поле по данным спутников Swarm: 2. Геомагнитные возмущения ………………………………………………………………………………………………………

 
90–98 

Ахметов О.И., Мингалев И.В., Мингалев О.В., Суворова З.В., Белаховский В.Б., Черняков С.М.

Определение характеристик УНЧ-волн, наиболее сильно реагирующих на незначительные изменения электронной плотности ионосферы в области высоких широт ……………………………………...

 
99–109 

Мукашева С.Н., Капытин В.И., Малимбаев А.М. Вариации ионосферных параметров над Алма
Атой (Казахстан) в 1999–2013 гг. …………………………………………………………………………... 110–116

Коробцев И.В., Мишина М.Н. Оптические наблюдения малых космических аппаратов и косми
ческого мусора в Саянской обсерватории ИСЗФ СО РАН ……………………......................................... 117–121

Подлесный А.В., Науменко А.А., Цедрик М.В. Оценка коэффициента связи антенн при исполь
зовании непрерывных ЛЧМ-сигналов в установках зондирования внешней ионосферы ……………... 122–129

CONTENTS

Borovik A.V., Zhdanov A.A. Processes of energy release in low-power solar flares ……………………. 3–10
Krainev M.B. Manifestations of two branches of solar activity in the heliosphere and GCR intensity …….....
12–25

Ivanov E.F., Gubin A.V., Lesovoi S.V., Ramses Zaldivar Estrada. Solar spectropolarimeter for space 

weather forecast ………………….................................................................................................................... 26–33 

Fedotova A.Yu., Altyntsev A.T., Kochanov A.A., Lesovoi S.V., Meshalkina N.S. Calibration of Siberian 

Radioheliograph images ………………………………………………………………………………………
34–41 

Parkhomov V.A., Eselevich V.G., Eselevich М.V., Dmitriev A.V., Vedernikova T.I. Diamagnetic 

plasmoids as part of diamagnetic structures of the slow solar wind and their impact on Earth’s magnetosphere …………………………………………………………………………………………………………. 42–54 

Zotov O.D., Klain B.I., Kurazhkovskaya N.A. Influence of the β solar wind parameter on statistical 

characteristics of the Ap index in the solar activity cycle ……………………………………………………. 
55–63 

Koval A.V. Statistically significant estimates of influence of solar activity on planetary waves in the 

middle atmosphere of the Northern Hemisphere as derived from MUAM model data ……………………… 64–72 

Stepanov A.E., Kobyakova S.E., Khalipov V.L. Fast subauroral drifts of ionospheric plasma according 

to data from Yakut meridional chain of stations ……………………………………………………………… 73–79 

Mikhalev A.V. Mid-latitude aurora in solar cycles 23–24 from observations in the south of Eastern Si
beria …………………………………………………………………………………………………………...
80–89 

Martines-Bedenko V.A., Pilipenko V.A., Zakharov V.I., Grushin V.A. Influence of the Vongfong 2014 

hurricane on the ionosphere and geomagnetic field as detected by SWARM satellites: 2. Geomagnetic disturbances ……………………………………………………………………………………………………… 90–98 

Akhmetov O.I., Mingalev I.V., Mingalev O.V., Suvorova Z.V., Belakhovsky V.B., Chernyakov S.M.

Determination of ULF-wave characteristics most strongly reacting to minor changes of ionospheric electron 
density in a high-latitude region ……………………………………………………………………………… 99–109 

Mukasheva S.N., Kapytin V.I., Malimbayev A.M. Variations of ionospheric parameters over Almaty 

(Kazakhstan) in 1999–2013…………………………………………………………………………………… 110–116

Korobtsev I.V., Mishina M.N. Optical observations of small spacecraft and space debris at ISTP SB 

RAS Sayan Observatory ……………………………………………………………………………………… 117–121

Podlesnyi A.V., Naumenko A.A., Cedrik M.V. Estimating antenna coupling factor for problem of top
side ionosphere sounding from space with using chirp signals ……………………………………………… 122–129

Солнечно-земная физика. 2019. Т. 5. № 4  
 
Solnechno-zemnaya fizika. 2019. Vol. 5. Iss. 4 

3 

УДК 523.98  
 
 
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 03.06.2019 
DOI: 10.12737/szf-54201901 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 16.09.2019 

 
ПРОЦЕССЫ ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЯ  
В СОЛНЕЧНЫХ ВСПЫШКАХ МАЛОЙ МОЩНОСТИ 
 
PROCESSES OF ENERGY RELEASE IN LOW-POWER SOLAR FLARES 
 
А.В. Боровик 
Институт солнечно-земной физики СО РАН,  
Иркутск, Россия, aborovik@iszf.irk.ru 
А.А. Жданов 
Институт солнечно-земной физики СО РАН,  
Иркутск, Россия, kick.out@mail.ru 

A.V. Borovik 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS,  
Irkutsk, Russia, aborovik@iszf.irk.ru 
A.A. Zhdanov 
Institute of Solar-Terrestrial Physics SB RAS,  
Irkutsk, Russia, kick.out@mail.ru 

 
Аннотация. По данным международного вспышечного патруля за 1972–2010 гг. [http://www.ngdc. 
noaa.gov/stp/space-weather/solar-data/solar-features/solar-flares] выполнены статистические исследования 
малых солнечных вспышек (класс площади S). 
Установлена высокая корреляционная зависимость 
между продолжительностью вспышек и временем 
подъема яркости к максимуму. Получены новые данные по относительным временам подъема яркости 
(отношение времени подъема к общей продолжительности вспышки). Установлено, что распределения Тотн 
малых солнечных вспышек содержат ряд максимумов 
с наиболее значимыми 0.2, 0.25, 0.33 и 0.5. При переходе от вспышек низких оптических классов к более 
крупным вспышкам максимумы постепенно исчезают. 
Получены распределения солнечных вспышек по 
энергии в оптическом диапазоне длин волн, свидетельствующие о том, что интервалы энергий вспышек 
разного класса площади в значительной степени перекрываются. До 9.5 % малых вспышек попадает в интервал энергий крупных солнечных вспышек (класс 
площади 2–4). Еще более значительное перекрытие — 
со вспышками класса площади 1.  
 
Ключевые слова: солнечные вспышки. 

Abstract. Using flare patrol data for 1972–2010 
[http://www.ngdc.noaa.gov/stp/space-weather/solardata/solar-features/solar-flares], we have conducted 
statistical studies of small solar flares. We have established a correlation between the flare brightness rise 
time and the total duration of small flares, and obtained 
evidence of the discreteness of relative rise times (Trel). 
The most significant Trel values are 0.2, 0.25, 0.33, and 
0.5. As the area class and importance of flares increase, 
maxima of Trel distributions decrease, flatten, and completely disappear in case of large flares. We have found 
the discreteness of the area distribution of small flares. 
We have obtained distributions of solar flare energy, 
which exhibit significant overlap for flare energy of 
different area classes. The energy range of large solar 
flares contains 9.5 % of small flares. The energy range 
of flares of area class 1 has even a more significant 
overlap.  
 
Keywords: solar flares. 
 
 
 
 

 

 
ВВЕДЕНИЕ 

Солнечные вспышки — явление быстрого превращения энергии электрических токов плазмы в энергию мощных гидродинамических движений, потоков 
тепла, излучения и ускорения частиц — порождают 
сложную цепочку процессов, воздействующих на 
магнитосферу, ионосферу и нейтральную атмосферу 
Земли, оказывают существенное влияние на радиационную обстановку в ближнем космосе.  
Наблюдения в широком диапазоне длин волн 
свидетельствуют о том, что вспышки на Солнце 
возникают вследствие крупномасштабного пересоединения корональных магнитных полей. В области 
контакта 
магнитных 
потоков 
противоположной 
направленности образуются токовые слои. Во время 
их разрыва и следующего за ним магнитного пересо- 

единения избыточная энергия переходит в кинетическую энергию ускоренных частиц и тепловую энергию плазмы [Priest, 1992; Rust, Gauzzi, 1992; Somov, 
1992; Roumeliotis, Moore, 1993; Masuda et al., 1994; 
Raman et al., 1994]. Энергичные частицы, распространяясь вдоль силовых линий магнитного поля в 
хромосферу, в основаниях генерируют оптическое и 
жесткое рентгеновское излучение. Разогретая до 
высоких температур хромосферная плазма испаряется, заполняет магнитные петли и становится 
видимой в ультрафиолетовом и мягком рентгеновском излучении. Установлена зависимость между 
потоками жесткого и мягкого рентгеновского излучения вспышки: производная по времени потока 
мягкого рентгеновского излучения пропорциональна 
потоку жесткого рентгеновского излучения (эффект 
Нойперта) [Neupert, 1968]. Относительно оптического 

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

4 

излучения вспышек, особенно на начальной фазе 
развития, еще нельзя сделать однозначные выводы — 
слишком сложна физическая картина [Somov, 1992; 
Fletcher et al., 2011]. Попытки найти связь между оптическими параметрами вспышек результатов не 
дали [Смит, Смит, 1966]. Не обнаружена зависимость между продолжительностью вспышек, площадью, интенсивностью и шириной линии Нα. Корреляция между максимальной шириной линии Нα и 
баллом вспышки оказывается довольно слабой. Отсутствует связь между временем подъема яркости 
вспышек к максимуму и временем спада (по нашим 
оценкам, коэффициент корреляции не превышает 0.4). 
В работах [Боровик, Жданов, 2017б, 2018а, б], 
выполненных по большому объему данных, нами 
были получены распределения солнечных вспышек 
по времени подъема яркости к максимуму, времени 
спада и продолжительности в соответствии с международной классификацией хромосферных вспышек. Согласно оптической классификации, вспышки 
подразделяются по площади на пять классов: S, 1, 2, 
3, 4. В каждом классе площади вспышки делятся на 
три класса яркости: F (слабые вспышки), N (умеренные) и B (яркие). Сочетание этих двух параметров 
составляет оптический балл вспышки.  
В настоящей работе проводится анализ полученных в работах [Боровик, Жданов, 2017б, 2018а, б] 
результатов, приводится ряд важных, на наш взгляд, 
заключений о динамике и энергетике вспышечных 
процессов.  
 
РЕЗУЛЬТАТЫ 
 
1. Корреляционные связи между оптическими 
параметрами вспышек 
Статистические исследования выполнены по 
данным международного вспышечного патруля за 
1972–2010 гг. [http://www.ngdc.noaa.gov/stp/ spaceweather/solar-data/solar-features/solar-flares]. 
Отдельно 
исследования выполнялись по данным обсерваторий 
HOLL (Holloman Solar Observatory, Нью-Мексико, 
США), LEAR (Learmonth Solar Observatory, Австралия) и RAMY (Ramey Solar Observatory, Пуэрто-Рико), 
использующих для наблюдений идентичные автоматизированные вакуумные 25-см рефракторы, оснащенные перестраиваемыми монохроматическими фильтрами, центрированными на линию Нα (пространственное разрешение телескопа ~0.3 угл. сек). Во 
время наблюдений автоматически определяются интенсивность вспышки, время роста и спада излучения, 
рассчитывается и корректируется за перспективное 
сокращение площадь хромосферы, охваченная эмиссией. Вспышка яркостью 160−260 % относительно 
яркости спокойного участка хромосферы, считается 
слабой (F), 260−360 % — умеренной (N), свыше 
360 % — яркой (B).  
В результате проведенного нами анализа было 
установлено, что для малых солнечных вспышек 
класса S (площадь менее 194 м.д.д.) существует высокая корреляционная зависимость между общей 
продолжительностью вспышки и временем подъема 
яркости излучения к максимуму. Коэффициент корреляции r ≈ 0.7 (табл. 1). Для крупных вспышек классов 
2–4, площадь которых превышает 504 м.д.д., r ≈ 0.5. 

Таблица 1 
 
Коэффициенты корреляции:  
подъем — продолжительность 

Все вспышки
HOLL, LEAR, RAMY

N
r
N
r

SF
59 555
0.69
34 083
0.69

SN
20 202
0.64
6194
0.63

SB
4226
0.63
2127
0.62

1F
2453
0.66
1049
0.63

1N
3423
0.65
1144
0.65

1B
1775
0.59
835
0.61

(2–4)F
168
0.31
71
0.58

(2–4)N
467
0.66
162
0.47

(2–4)B
653
0.55
371
0.53

S
83 983
0.67
42 404
0.67

1
7651
0.63
3028
0.63

2–4
1288
0.56
604
0.52

 
Аналогичный вывод следовал из анализа вспышек отдельных типов (табл. 2), из которых самый 
высокий коэффициент корреляции (0.7–0.8) показывают вспышки Н-типа, сопровождающиеся высокоскоростным выбросом волокна. 
 
Таблица 2 
  
Коэффициенты корреляции между подъемом  
и продолжительностью вспышек отдельных типов  

Тип 

вспышки
Класс S 
Класс 1 
Класс 2–4 

V
2762
0.61
271
0.65
50
0.46

K
1029
0.51
309
0.56
97
0.61

H
2357
0.78
434
0.74
128
0.79

U
569
0.59
432
0.65
232
0.59

G
484
0.63
68
0.79
6
0.43

D
3291
0.69
218
0.70
31
0.48

E
6859
0.68
1501
0.66
233
0.48

 
Пояснения к таблице: N — число вспышек; r — коэффициент корреляции; 
V — значительный рост площади вспышки в течение 
1 мин, часто сопровождаемый большим увеличением интенсивности (вспышка взрывного типа); 
K — несколько максимумов интенсивности; 
H — вспышка, сопровождаемая высокоскоростным 
темным волокном; 
U —две ярких ленты, параллельные или сходящиеся 
(двухленточная вспышка); 
G — отсутствие поблизости видимых пятен (внепятенная вспышка); 
D — вспышка с одним центром повышенной яркости; 
E —два и более ярких центра. 
 
Установленная зависимость послужила поводом 
для более детального анализа по большому числу 
событий относительного времени подъема яркости 
Тотн — параметра, представляющего собой отношение времени подъема яркости до максимума к общей 
продолжительности вспышки. 
 
2. Относительные времена подъема яркости 
солнечных вспышек 
Сообщения станций об одной и той же вспышке 
обычно отличаются, и в каталогах вспышки объединяются в группы под одним номером [Solar-Geophys. 

Процессы энерговыделения в солнечных вспышках малой мощности          Processes of energy release in low-power solar flares 

5 

Data, 1983]. Чтобы оценить дисперсию Тотн, в групповых сообщениях станций для классов площади и баллов вспышек определены средние среднеквадратичные 
отклонения Тотн (σ). Согласно полученным результатам, с ростом класса площади и балла σ постепенно 
уменьшается от 0.12 до 0.08 (табл. 3).  
 
Таблица 3 
 
Изменение σдля Тотн в зависимости от класса площади и 
балла вспышек. Nгр — число проанализированных групп 
 
Nгр
σ

SF
6417
0.12

SN
2600
0.11

SB
599
0.09

1F
155
0.09

1N
466
0.10

1B
375
0.08

(2–4)F
12
0.08

(2–4)N
65
0.08

(2–4)B
157
0.09

S
13 386
0.12

1
1646
0.09

2–4
353
0.09

 
Статистический анализ Тотн выполнен для 
73416 вспышек. Получены распределения Тотн для 
вспышек отдельных классов площади и баллов. Статистические параметры распределений приведены в 
табл. 4, в которой указаны количество вспышек N, 
средняя относительная продолжительность подъема 

отн
Т
 с доверительным интервалом α, медианы распределений Ме, интервалы Тотн для 90 % вспышек ΔTотн. 
Для малых вспышек 
отн
Т
 ~ 0.28, Ме ~ 0.25. Для 
90 % малых вспышек ∆Tотн не превышает 0.54. Для 
сравнения: по данным [Смит, Смит, 1966] средняя 
относительная продолжительность подъема яркости 
малых вспышек составляет 0.36, вспышек класса 
площади 1 — 0.28, крупных вспышек — 0.24. 
Изменения параметров показывают, что отношение времени подъема к общей продолжительности 
вспышек с ростом класса площади, балла и яркости 
постепенно уменьшается (рис. 1, табл. 4). 
По обработанным нами данным обсерваторий 
HOLL, LEAR и RAMY средние относительные времена подъема яркости малых вспышек отличаются 
незначительно (рис. 2, а). У вспышек более высоких 
классов площади они расходятся в пределах интервала рассеяния σ. 
Более значительные расхождения наблюдаются для 
баллов вспышек (рис. 2, б), что может быть связано с 
недостаточно высоким статистическим весом данных, 
особенно для крупных вспышек. Тем не менее, достаточно хорошо прослеживается тенденция относительного подъема яркости вспышек с увеличением 
балла. 
Все полученные распределения Тотн имеют положительную асимметрию и протяженный спад и 
так же, как временные параметры вспышек [Боровик, Жданов, 2017б, 2018а, б], показывают существенное взаимное перекрытие распределений 
(рис. 3, а, б). Это означает, что высокий процент 
вспышек с ростом класса площади не следует общей 
тенденции.  

Таблица 4 
 
Статистические параметры распределений Тотн для баллов, 
классов площади и яркости солнечных вспышек 

 
N 
отн
α
Т
±
 
Ме 
ΔTотн (90 %)

SF
46 277
0.29±0.002
0.25
0.54

SN
16 258
0.27±0.003
0.23
0.50

SB
3440
0.24±0.006
0.20
0.47

1F
1859
0.27±0.007
0.23
0.50

1N
2794
0.24±0.006
0.20
0.46

1B
1531
0.21±0.008
0.17
0.43

(2–4)F
156
0.28±0.027
0.25
0.50

(2–4)N
444
0.24±0.015
0.20
0.48

(2–4)B
657
0.19±0.011
0.14
0.39

S
65 974
0.28±0.001
0.25
0.52

1
6184
0.24±0.004
0.20
0.46

2–4
1257
0.22±0.009
0.17
0.44

F
48 292
0.29±0.002
0.25
0.54

N
19 496
0.26±0.002
0.22
0.50

B
5628
0.23±0.004
0.18
0.45

 

 
 
Рис. 1. Изменение статистических параметров распределений Тотн с ростом класса площади вспышек по данным вспышечного патруля и данным обсерваторий HOLL, 
LEAR, RAMY 

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

6 

 

 
 
Рис. 2. Изменение 
отн
Т
 с ростом класса площади (а) и 
балла вспышек (б) по данным обсерваторий HOLL, LEAR, 
RAMY и по всем станциям. Интервалы рассеяния σуказаны 
вертикальными отрезками 

 
 

 
 
Рис. 3. Распределение относительной продолжительности подъема вспышек классов площади S, 1 и 2–4 (a) 
(сплошная линия — вспышки класса площади S; штриховая — вспышки класса 1; пунктирная — вспышки класса 2–
4). В увеличенном масштабе показаны хвосты распределений 
(ось справа); б — графики накопленных частот. В таблице 
приведены интервалы Тотн для 50 и 90 % процентов вспышек 

Обращает также на себя внимание присутствие 
на распределениях малых вспышек ряда максимумов (рис. 4, 5) с наиболее значимыми 0.2, 0.25, 0.33 
и 0.5. С ростом класса площади и балла вспышек 
максимумы слабеют, сглаживаются и фактически 
полностью исчезают у крупных вспышек. 
Как дополнительное свидетельство в пользу возможной дискретизации Тотн малых вспышек на рис. 6 
приведены распределения Тотн для вспышек 7 типов.  
Четкие максимумы Тотн присутствуют на распределениях D- и G-вспышек. На распределениях вспышек 
V-, H- и E-типов максимумы постепенно сокращаются и исчезают для U- и К-вспышек.  
Самые короткие средние относительные времена 
подъема имеют малые вспышки взрывного типа и 
двухленточные вспышки. Среднее относительное 
время подъема для вспышек D- и G-типов выше, 
чем для вспышек других типов (табл. 5, рис. 7). 
Следует сказать, что ни распределения по времени 
подъема яркости вспышек к максимуму, ни распределения по продолжительности не имеют дискретного 
характера [Боровик, Жданов, 2018а, б]. По-видимому, 
максимумы не имеют отношения и к дискретности 
времени наблюдений — рассеяние временных параметров вспышек в пределах максимумов довольно 
значительное. Тем не менее, полученный результат 
требует дальнейшего тщательного исследования. Мы 
не исключаем того, что дискретность Тотн малых 
вспышек может быть реальным явлением. 

 

 

 
Рис. 4. Распределение относительного времени подъема солнечных вспышек классов площади S, 1, 2–4 по 
данным обсерваторий HOLL, LEAR и RAMY в пределах 
65° от центрального меридиана 

 
Рис. 5. Распределение относительного времени подъема 
солнечных вспышек класса S в пределах 10° от центрального 
меридиана 

а

б

Процессы энерговыделения в солнечных вспышках малой мощности          Processes of energy release in low-power solar flares 

7 

 
Таблица 5 
 
Статистические параметры распределений Тотн для отдельных типов вспышек 
 

Тип
Класс S
Класс 1
Класс 2–4

N 
отн
α
Т
±
 
Ме 
ΔТотн
(90 %)
N 
отн
α
Т
±
 
Ме 
ΔТотн
(90 %)
N 
отн
α
Т
±
 
Ме 
ΔТотн
(90 %)

V
2444
0.23±0.006
0.20
0.40
260
0.18±0.015
0.15
0.35
50
0.16±0.041
0.10
0.36

U
528
0.24±0.015
0.20
0.50
425
0.20±0.014
0.17
0.40
225
0.18±0.016
0.14
0.34

K
982
0.26±0.013
0.19
0.61
304
0.27±0.022
0.22
0.56
97
0.26±0.036
0.22
0.52

E
6482
0.28±0.004
0.25
0.50
1478
0.24±0.008
0.20
0.48
228
0.23±0.021
0.18
0.49

H
2111
0.28±0.007
0.25
0.50
420
0.24±0.014
0.21
0.45
126
0.22±0.029
0.16
0.48

G
461
0.29±0.014
0.26
0.50
68
0.25±0.028
0.23
0.38
6
0.24±0.070
0.25
0.33

D
3066
0.29±0.006
0.26
0.50
212
0.28±0.022
0.23
0.50
30
0.22±0.061
0.15
0.36

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис. 6. Распределения относительных времен подъема 
для малых вспышек семи типов в пределах 65° от центрального меридиана 

 
 
Рис. 7. Средняя относительная продолжительность 
подъема яркости вспышек отдельных типов в зависимости 
от класса площади. Гистограммы построены в порядке 
возрастания Тотн 
 
3. Структурные особенности малых солнечных вспышек 
По современным модельным представлениям 
малые солнечные вспышки относят к структурам типа 
простой петли. В мягком рентгене она имеет небольшие объемы, низкие высоты и большие плотности 
энергии. Энергия петельной вспышки выделяется 
обычно в импульсной фазе. Наиболее типичен один 
всплеск жесткого рентгеновского излучения, продолжающийся около минуты [Прист, 1985]. 
По наблюдениям, в линии Нα на диске малые 
вспышки представляют собой небольшие яркие узлы, 
которые не всегда соединяются между собой и не всегда образуют ленты. На лимбе малые вспышки возникают в виде ярких точек, которые затем быстро формируют единый источник излучения, обычно конической или цилиндрической формы. Со временем они 
могут расширяться, пульсировать, формировать выбросы и петли [Северный, Шапошникова, 1961; Смит, 
Смит, 1966; Огирь, 1970; Švestka, 1976]. 
В работе [Боровик, 1994] было установлено, что 
малые вспышки имеют дискретную структуру и 
состоят из трех основных элементов: вспышечный 
узел, очаг, петля. Вспышечный узел имеет вытянутую эллипсовидную форму, характерный размер 

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

8 

вспышечных узлов 1.5×3 угл. сек и, площадь 
~1.2 м.д.д. Часто они образуют плотное скопление — 
очаги. На начальной фазе развития очаг выглядит как 
крупный яркий узел, от которого расходятся петли. На 
стадии затухания он обычно разрешается на отдельные узлы, соединенные петлями, являющимися связующим звеном вспышечных узлов. Часто одно из 
оснований петли выглядит более ярким, чем другое. 
Из одиночных вспышечных узлов выходят слабые 
петли, замыкающиеся на узлы усиленной хромосферной сетки. Характерные размеры петель 10 и 30 тыс. 
километров. Возникают и развиваются малые 
вспышки, как правило, по границам конвективных 
ячеек типа мезогранул и супергранул, часто образуя 
кольцеобразные структуры [Боровик, 1990]. 
На лимбе малая вспышка выглядит как один или 
два близко расположенных конуса, расстояние 
между которыми составляет от 7 до 37 тыс. километров. По мере развития вспышки между конусами могут образовываться петли. При внимательном 
изучении внутри вспышечного конуса можно обнаружить одну или две узкие вытянутые яркие детали — структуры типа струи. Если конус содержит две струи, они обычно сближаются в вершине 
конуса и со временем вытягиваются вверх. Нередко лимбовые малые вспышки имеют довольно 
сложную структуру, состоящую из системы узлов и 
петель.  
По-видимому, вследствие особенностей развития и 
структуры малых вспышек их распределение по площади показывает, в отличие от крупных вспышек, хорошо выраженный максимум 21 м.д.д. (рис. 8, табл. 6).  
При более детальном исследовании с использованием данных обсерваторий HOLL, LEAR, RAMY, 
разрешающая способность телескопов которых в 
несколько раз превышает размеры тонкой структуры 
малых вспышек, было обнаружено, что распределения включают как минимум два максимума: 15 и 
21 м.д.д. (рис. 9). По нашим оценкам, они могут 
иметь отношение к вспышкам, развивающимся по 
границам мезогранул. 
 
Таблица 6 
 
Статистические параметры распределений вспышек  
по площади 

 
N 
α
S ±
 
Mo 
Me 
ΔS (90 %)

SF
49 305
49.8±0.3
21
38
1–101

SN
15 927
84.5±0.7
31
76
5–154

SB
3456
100.9±1.6
64
96
10–174

1F
1296
271.7±3.8
–
249 200–383

1N
2340
285.4±2.9
–
266 200–403

1B
1586
305.4±4.0
–
287 200–436

(2–4)F
65
750.2±91.2
–
620 500–1045

(2–4)N
281
421.3±32.1
–
627 500–1047

(2–4)B
504
812.1±33.7
–
675 500–1211

S
68 688
60.4±0.3
21
46
1–126

1
5222
28.1±2.1
–
266 200–410

2–4
850
777.3±23.8
–
654 500–1110

 
 
Рис. 8. Распределение солнечных вспышек по площади с учетом перспективного сокращения в пределах 65° от 
центрального меридиана 
 
4. Энергетика солнечных вспышек 
Одним из фундаментальных вопросов физики 
солнечных вспышек является механизм накопления 
и высвобождения энергии. Согласно статистике 
[Боровик, Жданов, 2017а], на Солнце происходит 
более 90 % малых вспышек с энергией ≈1029 эрг и 
примерно 1.5 % крупных вспышек, энергия самых 
мощных из которых составляет ≈3·1032 эрг. Большая 
часть энергии излучения вспышек заключена в ультрафиолетовой области и бальмеровских линиях 
спектра [Woods et al., 2006]. В работах [Курочка, 
Стасюк, 1981; Курочка, Россада, 1981а, б] было показано, что полная энергия вспышек во всех линиях и 

Процессы энерговыделения в солнечных вспышках малой мощности          Processes of energy release in low-power solar flares 

9 

континуумах водородных серий тесным образом связана с излучением в линии Нα. С учетом изменения 
во времени площади и интенсивности вспышек авторами было получено выражение для суммарной средней энергии, излучаемой оптическими вспышками 
разной мощности (табл. 7, столбец II). 
E = 4.7·10–22 α(i) S(i) T(i) I2(i), 
где E — энергия вспышки, эрг; i — балл вспышки; 
I(i) — центральная интенсивность Нα, эрг/(см3·с·ср); 
S(i) — типичная площадь вспышки, см2; T(i) — типичное время жизни вспышки, с; α(i) — коэффициент, учитывающий распределение интенсивности во 
вспышке. 

 

Рис. 9. Распределение малых вспышек по площади в 
пределах 20° от центрального меридиана по данным обсерваторий HOLL, LEAR, RAMY 
 
Используя данные α(i) и I(i) из работы [Курочка, 
Стасюк, 1981; Курочка, Россада, 1981а, б] и распределения вспышек по продолжительности [Боровик, 
Жданов, 2018а] и площади, нами были получены распределения солнечных вспышек по энергиям в видимой области спектра в зависимости от класса площади 
и балла (рис. 10). Результаты показали небольшие отличия в средних энергиях вспышек (табл. 7). 
 
Таблица 7 
 
Средние значения энергии вспышек  
в видимой области спектра 

 

N 

18
2
10
, cм
S
−
⋅

3
10 , c
T
−
⋅
, эрг
E

I
II
I
II
I
II

SF
49305
0.8
1.7
1.1
1.0
2.2·1027
3.8·1027

SN
15927
1.3
1.7
1.4
1.0
8.7·1027
7.1·1027

SB
3456
1.5
1.7
1.6
1.0
2.9·1028
1.7·1028

1F
1296
4.2
4.2
2.3
2.5
4.2·1028
4.9·1028

1N
2340
4.4
4.2
2.7
2.5
1.2·1029
1.1·1029

1B
1586
4.7
4.2
3.2
2.5
5.0·1029
3.5·1029

2F
59
9.9
11.9
3.3
5.2
3.2·1029
6.2·1029

2N
268 10.3
11.9
4.4
5.2
1.5·1030
2.0·1030

2B
453 10.8
11.9
5.0
5.2
5.9·1030
6.2·1030

3F
6 27.2
24.6
3.5
8.8
2.8·1030
7.1·1030

3N
11 22.7
24.6
9.1
8.8
2.2·1031
2.2·1031

3B
48 25.0
24.6
6.6
8.8
4.4·1031
6.0·1031

4F
0
–
42.5
–
13.0
–
5.5·1031

4N
2 37.9
42.5
2.7
13.0
2.8·1031
1.5·1032

4B
3 48.1
42.5
3.7
13.0
1.3·1032
4.5·1032

 
Пояснения к таблице: столбец I — результаты настоящей 
работы; столбец II — данные работы [Курочка, Стасюк, 
1981; Курочка, Россада, 1981а, б]. 

Вместе с тем они показывают, что между оптическими вспышками разных классов площади существует существенное взаимное перекрытие по энергиям (рис. 10 а, б; табл. 8). 
В интервал энергий крупных солнечных вспышек (классов 2–4) попадает до 9.5 % малых вспышек 
(класс S). Еще более значительное перекрытие со 
вспышками класса 1. Следует отметить, что вспышки 
со сверхпродолжительными временами жизни в данном случае не учитывались [Боровик, Жданов, 2018а]. 
 

ВЫВОДЫ 

По результатам выполненного исследования 
можно сделать следующие выводы: 
• На большом статистическом материале для малых солнечных вспышек установлена высокая корреляционная зависимость между временем подъема 
яркости к максимуму и общей продолжительностью 
вспышек. 
 

 

 

Рис. 10. Распределение солнечных вспышек по энергиям (а); графики накопленных частот (б) 
 
Таблица 8 
 
Статистические параметры распределений вспышек  
по энергиям. L — размах распределений 
 

N 
α
E ±
Ме 
ΔЕ (90 %) 
L 

S
68688 5.1·1027±0.09 1.6·1027
9.0·1024–
1.2·1028
9.0·1024–
5.9·1029

1
5222 2.2·1029±0.09 9.9·1028
2.4·1026–
15.4·1029
2.4·1026–
4.2·1030

2–4
850 7.0·1030±1.10 2.9·1030
1.2·1028–
1.4·1031
1.2·1028–
3.3·1032

а

б

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

10 

• Получены новые данные по средним значениям 
относительного времени подъема яркости солнечных 
вспышек для различных классов площади, баллов и 
яркости. Показано, что с увеличением класса площади, 
балла и яркости вспышек средняя относительная продолжительность подъема яркости уменьшается.  
• Установлено, что самые продолжительные относительные времена подъема яркости имеют малые 
вспышки с одним центром повышенной яркости 
внутри вспышечной области и внепятенные вспышки. Самые короткие — малые вспышки взрывного 
типа и двухленточные вспышки.  
• Обнаружены свидетельства возможной дискретности Тотн для малых солнечных вспышек — 
последовательности максимумов на распределении 
Тотн. Наиболее значимые из них: 0.2, 0.25, 0.33 и 0.5. 
С ростом балла и класса площади вспышек максимумы слабеют, сглаживаются и полностью исчезают 
у крупных вспышек. Такие же максимумы присутствуют на распределениях D- и G-вспышек. На распределениях вспышек V-, H-, и E-типов они постепенно уменьшаются и исчезают для U- и K-вспышек. 
• Получено распределение солнечных вспышек 
по энергиям в оптическом диапазоне длин волн, 
показывающее, что между вспышками разных классов площади существует значительное перекрытие 
по энергиям. В интервал энергий крупных солнечных вспышек (классов 2–4) попадает до 9.5 % малых 
вспышек (класс S). Еще более значительное перекрытие — со вспышками класса 1.  
Работа выполнена в рамках государственного задания на 2019 г. по Программе фундаментальных 
исследований СО РАН II.16 № 1.6. 
 
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 
 
Боровик 
А.В. 
Солнечные 
вспышки 
и 
супергрануляционная структура активных областей // Иссл. по 
геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1990. Вып. 91. 
С. 141–144. 
Боровик А.В. Статистические параметры и элементы 
тонкой структуры малых солнечных вспышек // Иссл. по 
геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1994. Вып. 102. 
С. 161–177. 
Боровик А.В., Жданов А.А. Статистические исследования солнечных вспышек малой мощности. Распределения вспышек по площади, яркости и баллам // 
Солнечно-земная физика. 2017а. Т. 3, № 1. С. 34–45. 
DOI: 10.12737/22486. 
Боровик А.В., Жданов А.А. Статистические исследования солнечных вспышек малой мощности. Продолжительность главной фазы // Солнечно-земная физика. 
2017б. Т. 3, № 4. С. 5–16. DOI: 10.12737/szf-34201701. 
Боровик А.В., Жданов А.А. Статистические исследования продолжительности солнечных вспышек малой 
мощности // Солнечно-земная физика. 2018а. Т.4, № 2. 
С. 35–46. DOI: 10.12737/szf-42201803. 
Боровик А.В., Жданов А.А. Распределение солнечных 
вспышек малой мощности по времени подъема яркости к 
максимуму // Солнечно-земная физика. 2018б. Т. 4, № 3. 
С. 5–16. DOI: 10.12737/szf-43201801. 
Курочка Л.Н., Стасюк Л.А. Энергия излучения 
оптических солнечных вспышек, I // Солнечные данные. 
1981. № 5. C. 83–91. 
Курочка Л.Н., Россада В.М. Энергия излучения 
оптических вспышек, II // Солнечные данные. 1981а. № 6. 
C. 78–83. 

Курочка Л.Н., Россада В.М. Энергия излучения 
оптических вспышек, III // Солнечные данные. 1981б. № 7. 
C. 95–104. 
Огирь М.Б. Некоторые виды движений в хромосферных вспышках // Изв. Крымской астрофизической 
обсерватории. 1970. T. 16-17. C. 25–44. 
Прист Э.Р. Солнечная магнитогидродинамика. М.: 
Мир, 1985. 592 с. 
Северный А.Б., Шапошникова Е.Ф. Динамика лимбовых 
вспышек на Солнце и пинч-эффект // Изв. Крымской 
астрофизической обсерватории. 1961. T. 24. C. 235–257. 
Смит Г., Смит Э. Солнечные вспышки. М.: Мир, 1966. 
426 с. 
Fletcher L., Dennis B. R., Hudson H. S., et al. An observational overview of solar flares // Space Sci. Rev. 2011. V. 159. 
P. 19–106. DOI: 10.1007/s11214-010-9701-8. 
Masuda S., Kosugi T., Hara H., et al. Loop-top impulsive 
hard X-ray source of a solar flare as evidence for magnetic reconnection // Nature. 1994. V. 371. P. 495–497. DOI: 10.1038/ 
371495a0. 
Neupert W.M. Comparison of solar X-ray line emission 
with microwave emission during flares // Astrophys. J. 1968. 
V. 153. P. L59–L64. DOI: 10.1086/180220. 
Priest E.R. Solar flare MHD processes // Pub. Astron. Inst. 
Acad. Sci. Czech. Republic. 1992. V. 88. P. 95–120. 
Raman S.K., Aleem S.M., Singh J., et al. H-alpha flare of 
14 March, 1984 − evidence for reconnection? // Solar Phys. 
1994. V. 149, N 1. P. 119–127. DOI: 10.1007/BF00645182. 
Roumeliotis G., Moore R.L. A linear solution for magnetic 
reconnection by converging or diverging footpointmotions // 
Astrophys. J. 1993. V. 416, N 1. Pt. 1. P. 386–391. DOI: 10.1086/ 
173243. 
Rust D.M., Gauzzi G. Variation of the vector magnetic 
field in an eruptive flare // World Space Congress: the 43rd 
Congress of the International Astronautical Federation (IAF) 
and the 29th Plenary Meeting of the Committee of Space 
Research (COSPAR). Washington. 1992. P. 486. 
Solar Geophys. Data. 1983. Pt. 1, N 461. P. 30. 
Somov B.V. Physical processes in solar flares. Dordrecht; 
Boston: Kluwer Academic Publ. 1992. 249 p. 
Švestka Z. Solar flares. Dordrecht: Reidel, 1976. 399 p. 
Woods T.N., Kopp G., Chamberlin P.C. Contributions of 
the solar ultraviolet irradiance to the total solar irradiance 
during large flares // J. Geophys. Res. 2006. V. 111, iss. A10. 
P. 1–10. DOI: 10.1029/2005JA011507. 
URL: http://www.ngdc.noaa.gov/stp/space-weather/solardata/solar-features/so-lar-flares (дата обращения 12 августа 
2019 г.). 
 
REFERENCES 

Borovik A.V. Solar flares and supergranulation structure 
of active regions. Issledovaniya po geomagnetizmu, aeronomii 
i fizike Solntsa [Res. on geomagnetism, Aeronomy and Solar 
Phys.]. 1990, iss. 91, pp. 141–144. (In Russian). 
Borovik A.V. Statistical parameters and fine structure 
elements 
of 
small 
solar 
flares. 
Issledovaniya 
po 
geomagnetizmu, aeronomii i fizike Solntsa [Res. on 
geomagnetism, Aeronomy and Solar Phys.]. 1994, iss. 102, 
pp. 161–177. (In Russian). 
Borovik A.V., Zhdanov A.A. Statistical studies of lowpower solar flares. Distribution of flares by area, brightness, 
and classes. Solar-Terr. Phys. 2017a, vol. 3, no. 1, pp. 40–56. 
DOI: 10.12737/article_58f96fda7e3e76.83058648. 
Borovik A.V., Zhdanov A.A. Statistical research into lowpower solar flares. Main phase duration. Solar-Terr. Phys. 
2017b, vol. 3, no. 4. P. 5–16. DOI: 10.12737/stp-34201701. 
Borovik A.V., Zhdanov A.A. Statistical studies of duration 
of low-power solar flares. Solar-Terr. Phys. 2018a, vol. 4, no. 2, 
pp. 8–16. DOI: 10.12737/stp-42201803. 

Процессы энерговыделения в солнечных вспышках малой мощности          Processes of energy release in low-power solar flares 

11 

Borovik A.V., Zhdanov A.A. Distribution of low-power 
solar flares by brightness rise time. Solar-Terr. Phys. 2018b, 
vol. 4, no. 3, pp. 3–12. DOI: 10.12737/stp-43201801. 
Fletcher L., Dennis B.R., Hudson H.S., Krucker S., Phillips K., Veronig A., et al. An observational overview of 
solar flares. Space Sci. Rev. 2011, vol. 159, pp. 19–106. 
DOI: 10.1007/s11214-010-9701-8. 
Kurochka L.N., Stasjuk L.A. Radiation energy of optical 
solar flares, I. Solnechnye dannye [Solar Data]. 1981, no. 5, 
pp. 83–91. (In Russian). 
Kurochka L.N., Rossada V.M. Radiation energy of optical 
solar flares, II. Solnechnye dannye [Solar Data]. 1981, no. 6, 
pp. 78–83. (In Russian). 
Kurochka L.N., Rossada V.M. Radiation energy of optical 
solar flares, III. Solnechnye dannye [Solar Data]. 1981, no. 7, 
pp. 95–104. (In Russian). 
Masuda S., Kosugi T., Hara H., Tsuneta S., Ogawara Y. 
Loop-top impulsive hard X-ray source of a solar flare as evidence for magnetic reconnection. Nature. 1994, vol. 371, 
pp. 495–497. DOI: 10.1038/371495a0. 
Neupert W.M. Comparison of solar X-ray line emission 
with microwave emission during flares. The Astrophys. J. 
1968, vol. 153, pp. L59–L64. DOI: 10.1086/180220. 
Ogir’ M.B. Some types of movements in chromospheric 
flares. Izvestija Krymskoi astrofizicheskoi observatorii [Bull. 
of the Crimean Astrophysical Observatory]. 1970, vol. 16–17, 
pp. 25–44. (In Russian). 
Priest E. Solnechnaya magnitogidrodinamika [Solar 
Magnetohydrodynamics]. Moscow, Mir Publ., 1985, 592 p. 
(In Russian). 
Priest E.R. Solar flare MHD processes. Pub. Astron. Inst. 
Acad. Sci. Czech. Republic. 1992, vol. 88, pp. 95–120. 
Raman S.K., Aleem S.M., Singh J., Selvendran R., 
Thiagarajan R. H-alpha flare of 14 March, 1984 − Evidence 
for reconnection? Solar Phys. 1994, vol. 149, no. 1, pp. 119–127. 
DOI: 10.1007/BF00645182. 
Roumeliotis G., Moore R.L. A linear solution for magnetic 
reconnection by converging or diverging footpointmotions. The 
Astrophys. J. 1993, vol. 416, no. 1, pt. 1, pp. 386–391. 
DOI: 10.1086/173243. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Rust D.M., Gauzzi G. Variation of the vector magnetic 
field in an eruptive flare // World Space Congress: the 43rd 
Congress of the International Astronautical Federation (IAF) 
and the 29th Plenary Meeting of the Committee of Space 
Research (COSPAR). Washington. 1992, p. 486. 
Severnyi A.B., Shaposhnikova E.F. Dynamics of limb 
flares on the Sun and pinch effect. Izvestija Krymskoi 
astrofizicheskoi 
observatorii 
[Bull. 
of 
the 
Crimean 
Astrophysical Observatory]. 1961, vol. 24, pp. 235–257. 
(In Russian). 
Smith H., Smith E. Solnechnye vspyshki [Solar Flares] 
Moscow, Mir Publ., 1966, 426 p. (In Russian). English edition: Smith H.J., Smith E. Solar Flares. Macmillan, 1963, 322 p. 
Solar Geophys. Data. 1983, pt. 1, no. 461, p. 30. 
Somov B.V. Physical Processes in Solar Flares. 
Dordrecht; Boston: Kluwer Academic Publ. 1992. 249 p. 
Švestka Z. Solar flares. Dordrecht: Reidel, 1976, 399 p. 
Woods T.N., Kopp G., Chamberlin P.C. Contributions of 
the solar ultraviolet irradiance to the total solar irradiance 
during large flares. J. Geophys. Res. 2006, vol. 111, iss. A10, 
pp. 1–10. DOI: 10.1029/2005JA011507. 
URL: http://www.ngdc.noaa.gov/stp/space-weather/solardata/solar-features/so-lar-flares/ (accessed 12 August, 2019). 
URL: http://www.ngdc.noaa.gov/stp/space-weather/solardata/solar-features/so-lar-flares (accessed 12 August, 2019). 
 
Цветные рисунки доступны в электронной версии статьи. 
 
Как цитировать эту статью 
Боровик А.В., Жданов А.А. Процессы энерговыделения в 
солнечных вспышках малой мощности Солнечно-земная физика. 
2019. Т. 5, № 4. С. 3–11. DOI: 10.12737/szf-54201901.