Солнечно-земная физика, 2021, том 7, № 4

СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА 

 
СМИ зарегистрировано Федеральной службой по надзору в сфере связи, информационных технологий и массовых коммуникаций (Роскомнадзор). Регистрационный номер ЭЛ № ФС 77 – 79288 от 2 октября 2020 г.

Издается с 1963 года 

ISSN 2712-9640

              DOI: 10.12737/issn. 2712-9640 
              Том 7. № 4. 2021. 120 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 

 

Registered by Federal Service for Supervision 
of Communications, Information Technology 
and Mass Media (Roscomnadzor). Registration 
Number EL No. FS 77 – 79288 of October 02, 
2020. ЭЛ № ФС77-79288

The edition has been published since 1963 

ISSN 2712-9640

               DOI: 10.12737/issn.2412-4737 
               Vol. 7. Iss. 4. 2021. 120 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

Язев С.А., Ульянова М.М., Исаева Е.С. Комплексы активности на Солнце в 21-м цикле солнеч
ной активности .……………………………………………………………………………………………… 3–9 

Москалева А.В., Рязанцева М.О., Ермолаев Ю.И., Лодкина И.Г. Вариации направления потока 

в различного типа течениях солнечного ветра ……………………………………………......................... 10–18 

Бороев Р.Н., Васильев М.С. Исследование авроральной активности по данным SME-индекса

на главных фазах магнитных бурь во время CIR- и ICME-событий …………………………………….
19–24 

Куражковская Н.А., Зотов О.Д., Клайн Б.И. Связь развития геомагнитных бурь с параметром β 

солнечного ветра …………………………………………………………………………………………….. 25–34 

Климушкин Д.Ю., Магер П.Н., Челпанов М.А., Костарев Д.В. Взаимодействие длиннопе
риодных УНЧ-волн и заряженных частиц в магнитосфере: теория и наблюдения (обзор) ……….. 35–69 

Гульельми А.В., Клайн Б.И., Потапов А.С. О групповой скорости свистящих атмосфериков ….. 70–74

Ясюкевич А.С. Свойства короткопериодной возмущенности полного электронного содержания 

на средних и высоких широтах ………………………………………………….......................................... 75–83 

Толстиков М.В., Ратовский К.Г., Медведева И.В., Хабитуев Д.С. Оценка влияния стратосферной 

активности на ионосферу по данным измерений на комплексе инструментов ИСЗФ СО РАН …………… 84–90 

Ткачев И.Д., Васильев Р.В., Белоусова Е.П. Кластерный анализ молниевых разрядов по данным 

грозопеленгационной сети «Верея-МР» ……………………………………………………………............ 91–98 

Лесовой С.В., Глоба М.В. Измерение задержек в приемном тракте Сибирского радиогелиографа …… 99–103

Глоба М.В., Лесовой С.В. Калибровка амплитуд коэффициентов передачи антенн Сибирского 

радиогелиографа с использованием избыточности ……………………………………………………….. 104–110

Денисенко В.В., Ляхов А.Н. Сравнение наземных и спутниковых данных о пространственно
временном распределении грозовых разрядов при низкой солнечной активности ………………….…. 111–119

CONTENTS 
 

Yazev S.А., Ulianova M.М., Isaeva E.S. Complexes of activity on the Sun in solar cycle 21 …………..
3–9

Moskaleva A.V., Riazantseva M.O., Yermolaev Yu.I., Lodkina I.G. Variations of flow direction in so
lar wind streams of different types ……………………………………………………………………………
10–18 

Boroyev R.N., Vasiliev M.S. Studying auroral activity using the SME index at the magnetic storm main 

phase during CIR and ICME events ………………..………………………………………………………… 19–24 

Kurazhkovskaya N.A., Zotov O.D., Klain B.I. Relationship between geomagnetic storm development 

and the solar wind parameter β ….................................................................................................................
25–34 

Klimushkin D.Yu., Mager P.N., Chelpanov M.A., Kostarev D.V. Interaction between long-period

ULF waves and charged particle in the magnetosphere: theory and observations (overview) ………….. 35–69 

Guglielmi A.V., Klain B.I., Potapov A.S. On the group velocity of whistling atmospherics …….……… 70–74

Yasyukevich A.S. Features of short-period variability of total electron content at high and middle lati
tudes …….................................................................................................................................................................. 75–83 

Tolstikov M.V., Ratovsky K.G., Medvedeva I.V., Khabituev D.S. Estimated influence of stratospheric 

activity on the ionosphere according to measurements with ISTP SB RAS tools ……………………………
84–90 

Tkachev I.D., Vasilyev R.V., Belousova E.P. Cluster analysis of lightning discharges: based on Vereya-MR

network data …………………………………………………………………………………………………... 91–98 

Lesovoi S.V., Globa M.V. Measurement of Siberian Radioheliograph cable delays ………………..…… 99–103

Globa M.V., Lesovoi S.V. Calibration of Siberian Radioheliograph antenna gains using redundancy …... 104–110

Denisenko V.V., Lyakhov A.N. Comparison of ground-based and satellite data on spatiotemporal distri
bution of lightning discharges under solar minimum ………………………………………………………… 111–119

 

Солнечно-земная физика. 2021. Т. 7. № 4 
 
 
 
        Solnechno-zemnaya fizika. 2021. Vol. 7. Iss. 4 

3 

УДК 523.98, 523.ХХ 
 
 
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 12.07.2021 
DOI: 10.12737/szf-74202101 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 16.09.2021 

 

КОМПЛЕКСЫ АКТИВНОСТИ НА СОЛНЦЕ 
В 21-М ЦИКЛЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ 

COMPLEXES OF ACTIVITY ON THE SUN 
IN SOLAR CYCLE 21 
 
С.А. Язев 
Иркутский государственный университет, 
Иркутск, Россия, syazev@gmail.com 
Институт солнечно-земной физики СО РАН, 
Иркутск, Россия 
М.М. Ульянова 
Иркутский государственный университет, 
Иркутск, Россия, dimka3509@yandex.ru 
Е.С. Исаева 
Иркутский государственный университет, 
Иркутск, Россия, ele3471@yandex.ru 

S.А. Yazev 
Irkutsk State University, 
Irkutsk, Russia, syazev@gmail.com 
Institute of Solar-Terresrial Physics SB RAS, 
Irkutsk, Russia 
M.М. Ulianova 
Irkutsk State University, 
Irkutsk, Russia, dimka3509@yandex.ru 
E.S. Isaeva 
Irkutsk State University, 
Irkutsk, Russia, ele3471@yandex.ru 

 

 
Аннотация. В работе приведены статистические 
данные о комплексах активности (КА) на Солнце, 
наблюдавшихся в 21-м цикле солнечной активности. 
По синоптическим картам пятенной активности за 
1976–1986 гг. выделены области, где пятнообразование наблюдалось как минимум на протяжении 
трех кэррингтоновских оборотов (CR), — эти области идентифицировались как ядра КА. Составлен каталог КА. Показано, что КА развивались квазипериодично импульсами продолжительностью 15–20 оборотов. Выполнен анализ северо-южной асимметрии 
расположения КА. Показано, что в 21-м цикле 90 % 
протонных вспышек, влияющих на природную среду, произошли в КА. Для 21–24-го циклов отмечена 
тенденция к уменьшению активности КА от цикла 
к циклу, а также проявление правила Гневышева—
Оля в свойствах КА. 
Ключевые слова: солнечная активность, комплексы активности, вспышки, северо-южная асимметрия. 

Abstract. The paper provides statistical data on solar activity complexes (ACs) observed in solar cycle 21. 
From the synoptic charts for the 1976–1986 sunspot 
activity, we have detected the regions where the sunspot 
generation was observed at least through three Carrington Rotations (CRs). These regions were identified as 
AC cores. We have compiled an AC catalogue. ACs are 
shown to evolve quasi-periodically, in pulses that are 
15–20 rotations long. We have analyzed the NorthSouth asymmetry in the AC location. In cycle 21, 90 % 
of the proton flares that affected the natural environment 
are shown to have occurred in ACs. We note a tendency 
for AC activity to decrease, as well as the manifestation 
of the Gnevyshev—Ohl rule in AC properties, in solar 
cycles 21–24. 
Keywords: solar activity, activity complexes, flares, 
North-South asymmetry. 
 

 

 
ВВЕДЕНИЕ 

Комплексы активности (КА) на Солнце традиционно вызывают большой интерес как геоэффективные структуры, генерирующие наиболее мощные 
вспышки, включая протонные события [Howard, 
Swestka, 1977; Огирь, 1976; Bumba et al., 1986; Головко, 1983, 2001]. Разные авторы называли такие 
образования центрами солнечной активности [Витинский, 1965] и даже «гнездами» солнечных пятен [Castenmiller et al., 1986]. Понятие КА менялось со временем — от крупномасштабных магнитных структур, описание которых было выполнено 
Бумбой и Говардом [Bumba, Howard, 1965] (они же 
предложили термин КА), до сложных систем из 
многочисленных активных областей (АО), расположенных вдоль солнечной параллели и опоясывающих все Солнце [Gaizauskas et al, 1983]. Часто термины КА и КАО (комплекс активных областей) рассматриваются как синонимы [Ishkov et al., 1988; 

Саттаров, 1989; Саттаров, Сайдалиева, 1991; Могилев- 
ский, Шилова, 1998; Саттаров и др., 2001; Рябов, Лукашук, 2009]. В монографии В.Н. Обридко [Обридко, 
1985] о КА говорится сравнительно немного: отмечается, что этот тип солнечных образований мало изучен. Позднее автором монографии было предложено 
новое понятие глобального комплекса активности 
[Обридко, Шельтинг, 2013; Обридко, Наговицын, 
2017], описывающее структуры, связанные с мощными пятнами и простирающиеся от глубинных 
слоев конвективной зоны [Kosovichev, Duvall, 2006; 
Ilonidis et al., 2011] до короны. В целом в современной литературе доминирует представление о КА как 
о крупной вспышечно-активной области либо о системе нескольких таких АО. 

Немного иной подход предложен в работах [Банин, Язев, 1989, 1997] . В качестве ключевого параметра КА была выбрана длительность существования АО не менее двух оборотов на одном и том же 

С.А. Язев, М.М. Ульянова, Е.С. Исаева 
 
 
 
 
   S.А. Yazev, M.М. Ulianova, E.S. Isaeva 

 
4

участке солнечной поверхности, выделенном в кэррингтоновской системе координат. Это значит, что 
пятна должны наблюдаться как минимум трижды в 
течение трех последовательных оборотов. Поскольку 
продолжительность существования одной группы 
пятен в подавляющем большинстве случаев оказывается кратно меньше [Брей, Лоухед, 1967; Витинский и др., 1986], присутствие пятен на одном и том 
же месте в течение нескольких оборотов означает, 
что здесь одна за другой всплывают из-под фотосферы новые порции магнитного потока в форме новых АО. Такие участки длительного пятнообразования с эмпирически определенным размером 20°×20° 
первоначально получили название площадок длительной активности (ПДА) [Банин, Язев,1989], а 
позднее для них был предложен другой термин — 
ядра КА [Язев и др., 2011, Язев, 2015]. В рамках этого 
подхода используется также понятие ветви КА — 
это АО, в данном кэррингтоновском обороте находящаяся поблизости (на расстоянии не более 30°) 
от ядра КА, связанная с АО, расположенной в ядре 
КА, высокими корональными петлями. Ветвь (отдельная АО) существует сравнительно недолго по сравнению с ядром КА, где АО могут сменять одна другую. Ветвь КА подчиняется дифференциальному 
вращению (в отличие от ядра КА), постепенно смещаясь по долготе в кэррингтоновской системе координат. Активные области, одновременно находящиеся 
в ядре КА и в ветви КА, образуют в данном обороте 
комплекс активных областей (КАО). Таким образом, 
КАО в рамках излагаемого подхода — это единовременный «срез» КА, описание состояния КА в данный момент времени без учета его длительной эволюции. В следующем обороте данной ветви уже не 
будет, но ядро КА может продолжать существовать 
в форме новой АО, появившейся на том же месте. 
При этом общая магнитная структура КА может 
сохраняться, медленно эволюционируя на протяжении нескольких оборотов [Язев, 2015]. 
Исследованиям КА, понимаемым в указанном 
смысле, посвящен цикл статей авторов, принадлежащих иркутской школе (например [Банин, 1983; 
Банин и др., 1988; Язев и др., 2011; Язев, 2015; 
Isaeva et al., 2018, 2020]. В этих работах описана 
феноменология КА на уровне фотосферы и хромосферы на примере нескольких ярко выраженных КА 
по наблюдениям в линии Нα [Банин, 1983; Комарова 
и др., 2004]. Кроме того, изучена статистика проявлений КА в 1980–2020 гг. на протяжении трех с половиной циклов солнечной активности [Язев и др., 
2011; Isaeva et al., 2018]. Выбор данного интервала 
связан с тем, что в 1980 г. был введен в строй хромосферный телескоп полного диска Байкальской 
астрофизической обсерватории Института солнечно-земной физики СО РАН (в то время СибИЗМИР 
СО АН СССР), [Банин и др., 1982]. Появление этого 
инструмента для наблюдения полного диска Солнца 
в линии Нα с высоким разрешением позволило 
анализировать по собственным синхронным данным фотосферные и хромосферные проявления КА 
на Солнце, а также планировать и осуществлять их 
мониторинг [Боровик и др., 2019]. В результате анализ развития КА в 21-м цикле был ограничен периодом 1980–1986 гг. [Язев, 2010а], а динамика КА 

на фазах роста и начала максимума 21-го цикла 
(1976–1979 гг.) осталась неизученной.  
Настоящая работа нацелена на восполнение этого 
пробела. Исследовались КА, развивавшиеся в первой 
половине 21-го цикла (1976–1979 гг. включительно). 
Это позволило дополнить имеющиеся данные, получить представление о развитии КА в течение всего 
21-го цикла, а также сравнить результаты с полученными ранее данными о КА в 22–24-м циклах. 
 
МЕТОДИКА И ДАННЫЕ 

Для идентификации КА, развивавшихся в первой 
половине 21-го цикла, были построены синоптические 
карты солнечной поверхности в кэррингтоновских 
гелиографических координатах (CR 1637–1689, январь 
1976 — декабрь 1979 г.). Аналогичные карты начиная 
с CR 1690 (январь 1980 г.) были построены ранее и 
анализировались в других работах [Язев, 2010б].  
На карты были нанесены все группы пятен на стадии их максимального развития по данным Solar Geophysical Data за соответствующие четыре года. Использовались зарисовки групп пятен и табличные 
данные, включая координаты групп пятен, нумерация 
которых приводится согласно номенклатуре NOAA.  
Далее применялся следующий алгоритм. На синоптических картах выделялись участки размером 
20°×20°, в пределах которых как минимум на протяжении трех оборотов наблюдалась пятенная активность. Такие участки идентифицировались как 
ядра КА. За указанный период был составлен каталог ядер КА, который содержит номер ядра КА 
(отдельная нумерация для объектов, находящихся 
в северном и южном полушариях Солнца); номер 
АО, расположенной (расположенных) в данном 
обороте в пределах ядра КА согласно номенклатуре 
NOAA; гелиографические кэррингтоновские координаты центра ядра КА; индекс мощности Р ядра 
КА в данном обороте (индекс P приписывается каждой АО во время ее максимального развития, шкала 
значений индекса P описана в табл. 1 [Язев, 2015]); 
номера АО, образующих ветви КА в данном обороте; 
общее количество АО (в ядрах и ветвях) в КА в данном обороте. Фрагмент каталога приведен в табл. 2. 
Описанный каталог позволил дополнить данные 
о КА в 21-м цикле, изученные ранее для второй половины этого цикла [Язев, 2010а, б; Язев и др., 
2011], а также проанализировать развитие КА в течение всего 21-го цикла в сравнении с другими циклами. Результаты, отражающие динамику особой 
популяции АО на Солнце, в отличие от всей совокупности групп пятен (см., например, работу [Wang, 
Sheeley, 1989], также рассматривающую 21-й цикл), 
приведены в следующем разделе. 

 
ХАРАКТЕРИСТИКИ 
КОМПЛЕКСОВ АКТИВНОСТИ 
В 21-М ЦИКЛЕ 

Развитие КА в 21-м цикле (рис. 1) началось в CR 
1648, когда в северном полушарии сформировался 
первый КА цикла. Это произошло через шесть оборотов после начала цикла (CR 1642). Спустя три оборота 

Комплексы активности на Солнце  
 
 
 
 
             Complexes of activity on the Sun 

 
5

 
Таблица 1 

Значения индекса мощности Р ядер КА  

Баллы 
Описание пятен в ядре КА 
Аналог цюрихской

классификации групп пятен

0.5
Одна либо две группы пор без биполярной структуры
А, В либо А+А

1
Одна группа пятен, включающая пятно с полутенью,
либо три группы пор
С, либо А+А+А, либо В+В 

1.5
Группа пятен с двумя и более пятнами с полутенью, 
либо с одним крупным пятном, либо две небольшие 
группы

С + (А либо В), либо Е, 

либо С+С, 

либо J, либо H

2
Крупная группа с большим числом пятен и пор, в том 
числе с большими пятнами, либо две группы пятен

Е + (B либо С),

либо G + (В либо С)

2.5
Большая группа пятен (площадь более 1000 м.д.п.), 
протяженность более 20°, либо две крупные группы 
пятен

F либо E+D 

3
Экстремально крупная группа пятен (площадь более 
2000 м.д.п.), либо крупная группа пятен с группамисателлитами рядом с ней

F, протяженность >20° 

 
Таблица 2 

Фрагмент каталога КА в 21-м цикле 

Номер 
ядра КА 
Номер 
оборота 
Номер АО 
в ядре КА 

Кэррингтоновские 
координаты 
ядра КА 
P 
№ АО —  
ветви КА 
Число АО 
в составе КА 

Долгота
Широта

1
2
3
4
5
6
7
8

21N01
1648
733
155
+12
0.5
1

1649
738
1
1

1650
744
1
1

1651 
754 
1 
755
758
3 

 
после активизации КА в северном полушарии в южном полушарии также появился первый КА. Последний КА 21-го цикла в северном полушарии исчез в CR 1769, в южном — в CR 1771. Таким образом, для северного и южного полушарий Солнца 
продолжительность цикла, выраженная в индексах 
КА, оказалась практически одинаковой, с небольшим 
сдвигом на 2–3 оборота (южное полушарие  позднее).  
Общее количество ядер КА в цикле составило 
133 объекта (61 в северном полушарии, 72 в южном). Сравнительные данные для 21–24-го циклов 
приведены в табл. 3, данные по 22–24-му циклам 
взяты в [Язев и др., 2011; Isaeva et al., 2020]. Чередование более высоких и более низких значений количества ядер КА, предположительно, связано с проявлением правила Гневышева—Оля. Малая статистика пока не дает возможности сделать более глубокие выводы. 
Из рис. 1 видно, что количество КА модулировано 
общим ходом 11-летнего цикла. Это естественно, 
поскольку АО, входящие в состав КА, являются частью общей популяции групп пятен на Солнце. В течение цикла наблюдаются квазипериодические вариации числа ядер КА с характерным квазипериодом 
~15 оборотов, что для второй половины 21-го цикла 
было выявлено еще в ранних работах [Банин, Язев, 
1989, 1997]. 

Таблица 3 

Ядра КА в 21–24-м циклах 

Номер
цикла

Северное
полушарие

Южное

полушарие

Всего

21
61
72
133

22
52
52
104

23
69
77
146

24
64
50
114

На рис. 2 показано развитие КА отдельно для северного и южного полушарий (для наглядности количеству ядер КА в южном полушарии приписаны 
отрицательные значения). 
Наглядно просматривается тенденция к антикорреляции развития КА в северном и южном полушариях: в отдельные интервалы времени с ростом числа 
КА в одном полушарии наблюдается его падение 
в другом. Эта свойство развития КА было впервые 
отмечено в [Банин, Язев, 1989] для второй половины 
21-го цикла. Аналогичная тенденция видна и в первой половине исследуемого цикла. 
Северо-южную асимметрию развития активности 
удобно описывать с помощью коэффициента асимметрии [Olemskoy, Kitchatinov, 2013; Kitchatinov, 
Khlystova, 2014] K=(Nn–Ns)/(Nn+Ns), рассчитанного 
для каждого кэррингтоновского оборота. При максимальной асимметрии (в одном из полушарий отсутст- 

С.А. Язев, М.М. Ульянова, Е.С. Исаева 
 
 
 
 
   S.А. Yazev, M.М. Ulianova, E.S. Isaeva 

 
6

 

 

Рис. 1. Вариации количества ядер КА N в 21-м цикле. По оси абсцисс отложены номера кэррингтоновских оборотов 
Nr, считая от начала цикла (CR 1642) 

 

Рис. 2. Количество ядер КА в северном Nn и южном Ns полушариях Солнца в 21-м цикле 

Таблица 4 

Параметры ядер КА в 22–24-м циклах солнечной активности 

№ цикла

Число 
анализируемых 
оборотов цикла 

Число 
оборотов 
с ядрами КА 

Среднее число 
ядер КА 
в обороте 

Средняя 
удельная 
мощность 
ядра КА 
в обороте

Суммарная 
мощность 
ядер КА 
за цикл 

Средняя 
мощность 
ядер КА 
в обороте 

1
2
3
4
5
6
7

21
137
118
5.89
1.18
873
7.53

22
130
101
4.31
1.11
613
6.07

23
168
124
4.49
1.09
866
6.98

24
146 
107
5.27
1.06
583
5.44

 
вуют КА) K=1 или K=–1. При равенстве количества 
северных и южных ядер КА K=0, при доминировании КА в одном из полушарий 
0 1
K =
÷  (рис. 3). 

Видно, что K квазипериодически менял знак — 
ядра КА превалировали поочередно то в северном 
полушарии, то в южном.  
Обратимся к интегральным свойствам КА в 21-м 
цикле. Поскольку в предыдущих работах эти свойства были определены для 22-го, 23-го [Язев и др., 
2011] и отчасти для 24-го циклов [Язев, 2015; Isaeva 
et al., 2020], есть смысл сравнить эти циклы. Характеристики КА для 21-го цикла, определенные по 
данным нового каталога, приведены в первой строке 
табл. 4. Параметры 22-го и 23-го циклов взяты из 
работ [Язев и др., 2011; Isaeva et al., 2020], параметры 
24-го цикла — из авторского каталога КА, завершенного в 2020 г. после окончания цикла. Таким 
образом, впервые получена возможность сравнения 

четырех циклов в рамках используемого подхода 
(см. табл. 4). 
В табл. 4 в столбцах даны следующие параметры: 2 — продолжительность цикла в кэррингтоновских оборотах; 3 — количество оборотов, в которых наблюдалось хотя бы одно ядро КА; 4 — 
среднее число ядер КА, приходящееся на один оборот; 5 — значения средней удельной мощности ядра 
КА (суммарной мощности P ядер КА в данном обороте, отнесенной к числу n ядер КА в этом обороте); 
6 — значения интегральной мощности P ядер КА 
в цикле, просуммированной по всем оборотам; 7 — 
средняя мощность ядер КА, приходящаяся на один 
оборот. 
Среднее число ядер КА, наблюдаемых в течение 
одного оборота, было максимальным (5.89) в исследуемом 21-м цикле. Средняя удельная мощность ядра КА 
в обороте монотонно уменьшается от цикла к циклу. 
При расчете значений этого параметра учитывались 

Комплексы активности на Солнце  
 
 
 
 
             Complexes of activity on the Sun 

 
7

 

 

Рис. 3. Вариации коэффициента асимметрии числа ядер КА в 21-м цикле 
 
только те обороты, в которых на солнечном диске 
наблюдалось хотя бы одно ядро КА. Так было не всегда: в 21-м цикле отмечены 19 «нулевых» (без ядер 
КА) оборотов из 137, в 22-м — 29 из 130, в 23-м — 
44 из 168, в 24-м — 39 из 146. В начале цикла количество нулевых оборотов составило соответственно 6 
в 21-м и 22-м циклах, 14 — в начале 23-го и 13 — 
в начале 24-го. Таким образом, по сравнению с 
21-м и 22-м циклами, первые КА в 23-м и 24-м 
циклах появились с заметной задержкой по отношению к началу цикла, определяемому по сглаженной 
кривой среднемесячных значений чисел Вольфа 
[Обридко, Наговицын, 2017]. 
Отметим наблюдаемую тенденцию к снижению интегральной мощности ядер КА. Если допустить, что в мощности КА проявляется правило 
Гневышева—Оля, имеет смысл сравнение параметров не соседних циклов, а соседних четных и соседних нечетных. В обеих парах 21–23-го и 22–24-го 
циклов видна тенденция к уменьшению суммарной 
мощности КА в циклах. Соответственно, падает 
средняя мощность КА, приходящаяся на один оборот. Самым высоким (7.53) этот параметр был в 21-м 
цикле, самым низким (5.44) — в 24-м. 
Следует обратить внимание еще на одно феноменологическое свойство АО, формирующихся в ядрах 
КА. В 21-м цикле неоднократно отмечалось расположение двух (иногда более) АО практически на одной и той же долготе, но на разных широтах в одном 
полушарии на расстоянии 5°–10° друг от друга. Такие 
случаи превалировали в ядрах КА (реже — в ветвях КА) и наблюдались (иногда на разных оборотах) 
в 44 ядрах КА из 123 (36 %) 21-го цикла.  
На рис. 4 приведена гистограмма распределения 
ядер КА в 21-м цикле по продолжительности жизни Т, 
выраженной в кэррингтоновских оборотах. Согласно 
используемому определению ядра КА, T не может 
быть меньше трех оборотов. Аналогичные оценки 
выполнены для ядер КА в 22–24-м циклах [Язев, 
2010б; Isaeva et al., 2020], но только в 21-м цикле 
количество «четырехоборотных» ядер КА превышает 
число «трехоборотных» — в 22–24-м циклах последних оказывается заметно больше. 
В табл. 5 приведены данные о связи ядер КА в 21-м 
цикле с наиболее мощными протонными вспышками, 
которые на орбите Земли генерировали потоки, 
превышающие 10 см–2с–1, частиц с энергией больше10 МэВ. Каталог таких событий доступен по ссылке 
[https://umbra.nascom.nasa.gov/SEP]. Согласно данным 

 

Рис. 4. Распределение ядер КА в 21-м цикле по продолжительности существования, выраженной в кэррингтоновских оборотах. По оси ординат отложено количество 
случаев N 

Таблица 5 

Параметры ядер КА в 22-24-м циклах солнечной активности 

Всего В ядрах

КА

В ветвях

КА
Вне КА

Северное
полушарие
31 
23 
4 
4 

Южное
полушарие
21 
18 
2 
1 

Итого
52
41
6
5

табл. 5, 47 из 52 подобных вспышек (90 %) произошли в КА: 41 — в АО, расположенных в ядрах КА, 
6 — в АО, являющихся ветвями КА. Аналогичный 
показатель для 24-го цикла составил 82 % [Isaeva et 
al., 2018]. 
 
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 

Определены характеристики КА, которые были 
идентифицированы в рамках подхода, разработанного иркутской школой. Статистика КА увеличилась 
с трех до четырех проанализированных циклов солнечной активности:  добавились данные о 21-м цикле, 
выполнено сравнение параметров КА в 21-м цикле 
с параметрами этих образований в 22–24-м циклах. 
В целом (в первом приближении) можно констатировать, что характеристики КА во всех четырех 
циклах сходны. В течение цикла возникает примерно 
50–70 ядер КА в каждом полушарии.  
Возникновение КА происходит импульсно: число 
ядер КА увеличивается и затем спадает, после чего 
наблюдается новый импульс. Продолжительность 
каждого импульса составляет 15–20 кэррингтонов

С.А. Язев, М.М. Ульянова, Е.С. Исаева 
 
 
 
 
   S.А. Yazev, M.М. Ulianova, E.S. Isaeva 

 
8

ских оборотов, в каждом полушарии наблюдаются 
5–6 подобных импульсов в течение цикла. С учетом 
временного 
сдвига 
(проявления 
северо-южной 
асимметрии), характерного для всех изученных циклов, суммарные импульсы развития КА на Солнце 
оказываются несколько более продолжительными 
(~20–25 оборотов), что, по-видимому, является причиной известных квазидвухлетних вариаций солнечной активности [Витинский и др., 1986; Обридко, 
Наговицын, 2017]. По данным 21-го цикла подтвержден сделанный ранее вывод о том, что именно ядра 
КА являются основными местами локализации 
сильных протонных вспышек, сопровождающихся 
выбросами энергичных протонов. Статистика всего 
периода наблюдения таких вспышек на спутниках 
GOES (1976–2021 гг.) свидетельствует о том, что 
именно КА несут ответственность за 80–90 % всех 
подобных событий. 
При более подробном рассмотрении можно обнаружить некоторые различия в поведении КА от цикла 
к циклу. Продолжительность существования ядер 
понемногу спадает: постепенно становится все 
больше короткоживущих КА, существующих не 
более трех оборотов, уменьшается число долгоживущих структур. Позже (по отношению к началу 
цикла, определяемому по среднемесячным числам 
Вольфа) появляются первые КА в цикле: через 6 оборотов — в 21–22-м циклах, через 13–14 оборотов — 
в 23–24-м циклах. Флуктуируя, спадает мощность 
ядра КА — комплексный параметр, учитывающий 
как площадь АО в ядре КА, так и количество АО, 
наблюдаемых в течение одного оборота в данном 
ядре КА. Постепенно уменьшается средняя удельная 
мощность ядра КА в обороте. По-видимому, с учетом 
того, что в КА наблюдаются наиболее крупные АО, 
этот факт как минимум не противоречит отмеченной 
в 24-м цикле особенности — понижению количества 
крупных групп пятен, отличающихся большим магнитным потоком [Penn, Livingston, 2010]. В отличие 
от 21-го цикла в 24-м было существенно меньше ядер 
КА с индексом мощности P=2.5 и P=3. В 21-м цикле 
наблюдалось и самое большое среднее число ядер КА, 
одновременно наблюдавшихся в течение одного оборота, в последующих циклах этот параметр был ниже. 
По-видимому, эти особенности динамики активности КА от цикла к циклу подтверждают тезис 
В.Н. Ишкова о том, что Солнце вступает в эпоху 
низких циклов [Ишков, 2018]. Поскольку АО, развивающиеся в составе КА, являются важной частью 
всей популяции групп солнечных пятен, их динамика 
во многом определяет пятнообразовательную деятельность Солнца в целом. 
Следует обратить внимание на чередование более высоких и более низких значений ряда параметров КА, что может быть связано с проявлением правила Гневышева—Оля, как правило, выводимого по 
числам Вольфа [Витинский и др., 1986]. В работе 
[Язев, 2015] было показано, что числа Вольфа и 
мощность КА хорошо коррелируют, поэтому такая 
гипотеза представляется авторам разумной. 
Следует иметь в виду (и авторы это четко осознают), что статистика крайне невелика (изучены по 
единой методике всего четыре цикла) и определять 

долговременные тренды на основе анализа вариаций 
от цикла к циклу было бы некорректно. Если типичные свойства КА уверенно подтвердятся анализом 
данных для 21-го цикла, можно лишь с большой 
осторожностью говорить о долговременных тенденциях к их изменениям от цикла к циклу.  

Работа выполнена на УНУ «Астрофизический 
комплекс МГУ-ИГУ» при финансовой поддержке 
Минобрнауки России (соглашение 13.УНУ.21.0007, 
госзадание FZZE-2020-0017, FZZE-2020-0024, а также 
субсидия № 075-ГЗ/Ц3569/278). 
 
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 

Банин В.Г. Комплекс активности и большие вспышки 
в мае 1981 г. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и 
физике Солнца. 1983. Вып. 65. С. 129–150. 
Банин В.Г., Язев С.А. Площадки длительной активности 
на нисходящей ветви солнечного цикла № 21. Кинематика и 
физика небесных тел. 1989. Т. 5, № 4. С. 62–68. 
Банин В.Г., Язев С.А. ПДА в циклах солнечной активности. Конференция, посвященная памяти М.Н. Гневышева и А.И. Оля «Современные проблемы солнечной цикличности»: Труды. СПб, 1997. С. 9–13. 
Банин В.Г., Боровик А.В., Трифонов В.Д., Язев С.А. 
Об астроклимате Байкальской астрофизической обсерватории. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике. Солнца. 1982. Вып. 60. С. 28–34. 
Банин В.Г., Боровик А.В., Язев С.А. Комплексы 
активности на 1705–1709 оборотах. Солнечные данные. 
1988. № 5. С. 82–88. 
Боровик А.В., Головко А.А., Поляков В.И. и др. 
Исследования 
солнечной 
активности 
в 
Байкальской 
астрофизической обсерватории ИСЗФ СО РАН. Солнечноземная физика. 2019. Т. 5, № 3. С. 21–35. DOI: 10.12737/szf53201903. 
Брей Р., Лоухед Р. Солнечные пятна. М.: Мир, 1967. 
383 с. 
Витинский Ю.И. О некоторых особенностях центров 
солнечной активности. Известия Главной. астрономической обсерватории в Пулкове. Л.: Изд-во ГАО, 1965. Т. 24, 
вып. 2, № 178. С. 49–59.  
Витинский Ю.И., Копецкий М., Куклин Г.В. Статистика 
пятнообразовательной деятельности Солнца. М.: Наука, Гл. 
ред. физ.-мат. лит., 1986. 296 с. 
Головко А.А. Некоторые особенности структур комплекса активности, давшего мощные протонные вспышки 
13–16 мая 1981 г. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1983. Вып. 65. С. 121–129.  
Головко А.А. Структура и распределение магнитного 
поля и радиоизлучения активной области № 7978, давшей 
мощные вспышки в июле 1996 г. Труды ГАИШ. М. 2001. 
Т. 71. С. 177–183.  

Ишков В.Н. Космическая погода и особенности 

развития текущего 24-го цикла солнечной активности. 
Геомагнетизм и аэрономия. 2018. Т. 58, № 6. С. 785–800. 
DOI: 10.1134/S0016794018060056. 

Комарова Е.С., Сидоров В.И., Язев С.А. Особенности 
развития солнечной вспышки 19 октября 2001 г. 
Солнечно-земная физика. 2004. Вып. 6. С. 90–92.  
Могилевский Э.И., Шилова Н.С. Комплексы активных 
областей на Солнце. I. Известия КрАО. 1998. Т. 94. С. 60–71.  
Обридко В.Н. Солнечные пятна и комплексы активности. 
М.: Наука, Гл. ред. физ.-мат. лит., 1985. 256 с.  
Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д. Глобальные комплексы 
солнечной активности. Астрономический журнал. 2013. 
Т. 90, № 10. С. 857–868. DOI: 10.7868/S0004629913100046. 
Обридко В.Н, Наговицын Ю.А. Солнечная активность, 
цикличность и методы прогноза. СПб, Изд-во ВВМ, 2017. 
466 с.  

Комплексы активности на Солнце  
 
 
 
 
             Complexes of activity on the Sun 

 
9

Огирь М.Б. Развитие групп пятен в комплексах 
активности. Физика солнечных пятен. М.: Наука, 1976. 
С. 168–171.  
Рябов М.И., Лукашук С.А. Комплексы активности и их 
роль в аномальной активности северного и южного 
полушарий Солнца. Циклы активности на Солнце и 
звездах. СПб.: Изд-во ВВМ, 2009. С. 121–134. 
Саттаров И.С. О развитии комплексов активности 
на Солнце. Солнечные данные. 1989. № 5. С. 93–100.  
Саттаров И.С., Сайдалиева М.А. Последний комплекс 
активности 
21-го 
цикла. 
Исследования 
солнечной 
активности / под ред. Т.С. Юлдашбаева и З.Б. Коробовой. 
Ташкент: Изд-во ФАН АН Узбекской ССР, 1991. С. 16–25.  
Саттаров И.С., Шерданов Ч.Т., Ладенков О.В. 
Рентгеновская структура комплексов активности на 
Солнце. Труды ГАИШ. М. 2001. Т. 71. С. 219–222.  
Язев С.А. Комплексы активности на Солнце в 1980–
2008 г. Комментарии к каталогу данных. Изв. ИГУ. Сер. 
Науки о Земле. 2010а. Т. 3, № 2. С. 217–225. 
Язев С.А. Комплексы активности на Солнце в 23 
цикле активности. Солнечно-земная физика. 2010б. Вып. 16. 
С. 94–101. 
Язев С.А. Комплексы активности в 24-м цикле солнечной активности. Астрономический журнал. 2015. Т. 92, 
№ 3. С. 260–269. DOI: 10.7868/S000462991503007X. 
Язев С.А., Коротких А.В., Тарлюк И.Г. Комплексы активности в циклах Швабе—Вольфа. Солнечно-земная 
физика. 2011. Вып. 19. С. 3–8. 
Bumba V., Howard R. Large-scale distribution of solar 
magnetic fields. Astrophys. J. 1965. Vol. 141, no. 4. P. 1502–
1512. DOI: 10.1086/148238. 
Bumba V., Kalman B., Klvana M., Suda J. Kinematics of 
the May 1981 flare complex’s magnetic field decrease (H.R. 
17 644). Bull. Astron. Inst. Czechosl. 1986. Vol. 37. P. 219–226.  
Castenmiller M.J.M., Zwaan C., Van der Zalm. Sunspot 
nests. Manifestation of sequences in magnetic activity. Solar 
Phys. 1986. Vol. 105. P. 237–255.  

Gaizauskas V., Harvey K.L., Harvey J.W., Zwaan C. 
Large-scale patterns formed by active solar regions during the 
ascending phase of cycle 21. Astrophys. J. 1983. Vol. 265. 
P. 1056–1065. DOI: 10.1086/160747. 
Howard R., Svestka Z. Development of a complex of activity in the solar corona. Solar Phys. 1977. Vol. 54. P. 65–
105. DOI: 10.1007/BF00146426. 
Ilonidis S., Zhao J., Kosovichev A. Detection of emerging 
sunspot regions in solar interior. Science. 2011. Vol. 333. 
P. 993–996. DOI: 10.1126/science.1206253. 
Isaeva E.S., Tomozov V.T., Yazev S.A. Proton flares in 
solar activity complexes: possible origins and consequences. 
Astron. Rep. 2018. Vol. 62, no. 3. P. 243–250. DOI: 10.1134/ 
S1063772918030058. 

Isaeva E.S., Tomozov V.M., Yasev S.A. X-Ray flares and activity complexes on the Sun in solar cycle 24. Astron. Rep. 2020. 
Vol. 64, no. 1. P. 58–65. DOI: 10.1134/S1063772920010035. 
Ishkov V.N., Kotrc P., Kulcar L. Complexes of active regions evolution, connections with solar flares and distributions 
in the 20 and 21 cycles of solar activity. Proc. the International Workshop “Solar Maximum Analysis”. Additional Iss. Irkutsk, USSR, 17–24 June 1985. Novosibirsk: Nauka, Siberian 
Division, 1988. P. 119–123.  

Kitchatinov L.L., Khlystova A.I. North-south asymmetry of 

solar dynamo in the current activity cycle. Astron. Lett. 2014. 
Vol. 40. P. 663–666. DOI: 10.1134/S1063773714100028. 
Kosovichev A.G., Duvall JR T.L. Active region dynamics. 
Recent helioseismology results dynamics. Solar dynamics and 
its effects on the heliosphere and Earth. Dordrecht, The Netherlands-Springer, 2006. P. 1–12. 
Olemskoy S.V., Kitchatinov L.L. Grand minima and northsouth asymmetry of solar activity. Astrophys. J. 2013. Vol. 777, 
iss. 1, article id. 71. DOI: 10.1088/0004-637X/777/1/71. 

Penn M.J., Livingston W. Long-term evolution of sunspot 

magnetic fields. Proc. IAU Symposium “The Physics of Sun 
and Star Spots”. 2010. No. 273. P. 126–133. 

Wang Y.M., Sheeley N.R. Average properties of bipolar 
magnetic regions during sunspot cycle 21. Solar Phys. 1989. 
Vol. 124. P. 81–100. DOI: 10.1007/BF00146521. 
URL: https://umbra.nascom.nasa.gov/SEP (дата обращения 5 июля 2021 г.). 

Как цитировать эту статью: 
Язев С.А., Ульянова М.М., Исаева Е.С. Комплексы активности 
на Солнце в 21-м цикле солнечной активности. Солнечно-земная 
физика. 2021. Т. 7, № 4. С. 3–9. DOI: 10.12737/szf-74202101. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

 

Солнечно-земная физика. 2021. Т. 7. № 4 
 
 
 
        Solnechno-zemnaya fizika. 2021. Vol. 7. Iss. 4 

10 

УДК 523.62-726, 523.62-523.98  
 
 
 
 
       Поступила в редакцию 10.07.2021 
DOI: 10.12737/szf-74202102 
 
 
 
 
 
       Принята к публикации 26.10.2021 

 

ВАРИАЦИИ НАПРАВЛЕНИЯ ПОТОКА 
В РАЗЛИЧНОГО ТИПА ТЕЧЕНИЯХ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА 

VARIATIONS OF FLOW DIRECTION 
IN SOLAR WIND STREAMS OF DIFFERENT TYPES 
 
А.В. Москалева 
Институт космических исследований ИКИ РАН, 
Москва, Россия, mosanas6@yandex.ru 
М.О. Рязанцева 
Институт космических исследований ИКИ РАН, 
Москва, Россия, orearm@gmail.com 
Ю.И. Ермолаев 
Институт космических исследований ИКИ РАН, 
Москва, Россия, yermol@iki.rssi.ru 
И.Г. Лодкина 
Институт космических исследований ИКИ РАН, 
Москва, Россия, irina-priem@mail.ru 

A.V. Moskaleva 
Space Research Institute IKI RAS, 
Moscow, Russia, mosanas6@yandex.ru 
M.O. Riazantseva 
Space Research Institute IKI RAS, 
Moscow, Russia, orearm@gmail.com 
Yu.I. Yermolaev 
Space Research Institute IKI RAS, 
Moscow, Russia, yermol@iki.rssi.ru 
I.G. Lodkina 
Space Research Institute IKI RAS, 
Moscow, Russia, irina-priem@mail.ru 

 

 
Аннотация. Исследование направления потока 
солнечного ветра (СВ) является актуальным для 
прогноза космической погоды. Ранее неоднократно 
было показано, что невозмущенный СВ распространяется, как правило, радиально, тогда как значительные изменения направления могут наблюдаться 
в областях взаимодействия потоков с различными 
скоростями, например, в областях сжатия плазмы 
Sheath и CIR (Corotating Interaction Region), предшествующих межпланетным проявлениям корональных выбросов массы (Interplanetary Coronal Mass 
Ejection, ICME) и высокоскоростным потокам из 
корональных дыр соответственно. В данной работе 
анализируются статистические распределения величин долготного (φ) и широтного (θ) углов направления потока в различного типа крупномасштабных 
течениях СВ, а также их вариаций на временных 
масштабах 30 и 3600 с по измерениям на космическом аппарате WIND. Рассмотрены также зависимости величины и флуктуаций углов направления от 
значений параметров плазмы СВ и межпланетного 
магнитного поля без учета типа СВ. 
Выявлено, что для возмущенных типов течения 
Sheath, CIR и Rare наблюдаются максимальные значения модуля долготного и широтного углов и их 
вариаций, при этом вероятность наблюдения больших (>5°) отклонений от радиального направления 
также значительно возрастает. Показано, что при 
уменьшении масштаба флуктуаций зависимость от 
типа СВ ослабевает. Определено также, что максимум распределения по долготному углу φ смещен 
в сторону отрицательных значений и вероятность 
появления больших значений выборочных стандартных отклонений SD(θ) и SD(φ) возрастает при 
превышении температурой протонов Tp значений 
в интервале 5–10 эВ и скоростью протонов Vp значений в интервале 400–500 км/с. 

Ключевые слова: солнечный ветер, углы направ
ления потока, типы солнечного ветра. 

Abstract. Studying the direction of the solar wind 
flow is a topical problem of space weather forecasting. 
As a rule, the quiet and uniform solar wind propagates 
radially, but significant changes in the solar wind flow 
direction can be observed, for example, in compression 
regions before the interplanetary coronal mass ejections 
(Sheath) and Corotating Interaction Regions (CIR) that 
precede high-speed streams from coronal holes. In this 
study, we perform a statistical analysis of the longitude 
(φ) and latitude (θ) flow direction angles and their variations on different time scales (30 s and 3600 s) in solar 
wind large-scale streams of different types, using WIND 
spacecraft data. We also examine the relationships of 
the value and standard deviations SD of the flow direction angles with various solar wind parameters, regardless of the solar wind type. 
We have established that maximum values of longitude and latitude angle modulus, as well as their variations, are observed for Sheath, CIR, and Rare, with the 
probability of large deviations from the radial direction 
(>5 ) increasing. The dependence on the solar wind type 
is shown to decrease with scale. We have also found 
that the probability of large values of SD(θ) and SD(φ) 
increases with increasing proton temperature (Tp) in the 
range 5–10 eV and with increasing proton velocity (Vp) 
in the range 400–500 km/s. 
Keywords: solar wind, flow direction angles, types 
of solar wind. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

 

А.В. Москалева, М.О. Рязанцева, 
 
 
 
 
 
         A.V. Moskaleva, M.O. Riazantseva, 
Ю.И. Ермолаев, И.Г. Лодкина 
 
 
 
 
 
         Yu.I. Yermolaev, I.G. Lodkina 

 
11

 
ВВЕДЕНИЕ 

Невозмущенный поток солнечного ветра (СВ) на 
расстоянии 1 а.е. направлен преимущественно радиально. При распространении в СВ возмущенных 
структур солнечной короны происходит взаимодействие потоков, которое приводит к отклонению потока ионов СВ от радиального направления. Подобная ситуация наблюдается, например, в областях 
сжатия плазмы CIR (Corotating Interaction Region) 
на границах быстрых потоков из корональных дыр и 
медленных потоков из корональных стримеров 
[Gosling, Pizzo, 1999]. Авторы [Gosling, Pizzo, 1999] 
показали, что вектор скорости СВ отклоняется от 
западного (отрицательный угол долготы φ) к восточному (положительный угол φ) направлению и 
такое поведение угла φ объясняется вращением 
Солнца и пространственным распределением областей солнечной короны, эмитирующих потоки СВ 
с разными скоростями.  
В работах [Yermolaev et al., 2015, 2018a] проводилось исследование поведения долготного φ и широтного θ углов вектора скорости в различного типа 
крупномасштабных потоках СВ на основе часовых 
измерений из базы данных OMNI. Было подтверждено, что в потоках типа CIR φ в среднем растет от 
–2° до +2°. Кроме того, было показано, что аналогичным образом долготный угол может изменяться 
и в областях сжатия типа Sheath перед обоими видами межпланетных проявлений корональных выбросов массы (Interplanetary Coronal Mass Ejection, 
ICME) — Ejecta или магнитными облаками (Magnetic 
Cloud, MC), при этом внутри Ejecta и MC угол φ меняется в противоположную сторону: от +2° до –2°. 
Было показано также, что среднее изменение 
широтного угла θ почти постоянно и составляет 
около одного градуса для всех типов СВ. При этом 
количество событий, где наблюдается тенденция 
увеличения или уменьшения θ, не превышает 15 % 
[Yermolaev et al., 2018a]. Если подобное изменение 
имеет место в CIR и Sheath, то угол θ меняется аналогично углу φ: абсолютное значение угла увеличивается, достигает максимума, уменьшается и меняет 
знак на противоположный тому, который был в начале 
интервала. 
Вышеописанные сильные изменения направления вектора потока при столкновении крупномасштабных течений СВ происходят на временных 
масштабах ≥1 ч (≥106 км). Значительные изменения 
направления потока могут также происходить в плазме 
СВ на границах потоковых трубок, имеющих масштабы ~(4–5)∙105 км [Borovsky, 2008]. 
Подобные процессы могут быть описаны в рамках МГД-приближения. В то же время на пространственных масштабах 103–105 км возможны кратковременные и значительные отклонения вектора потока за счет локальных процессов в плазме СВ. 
Например, в работе [Застенкер и др., 2015] было 
показано, что большую часть времени наблюдений 
быстрые вариации полярного угла находятся в пределах 0.2°–0.5°, однако иногда (в среднем несколько 
раз в сутки) встречаются быстрые скачки полярного 

угла на 5°–10° и более. Подобные скачки неравномерно распределены во времени и могут быть связаны со «струйным» характером течения СВ. 
Изучение направления вектора потока и его вариаций является актуальной задачей для более точного понимания процессов формирования СВ и его 
динамики. Отклонение вектора потока от радиального направления может быть также использовано 
в целях прогнозирования космической погоды, поскольку позволяет выделить области взаимодействия потоков CIR и Sheath, обладающих высокой 
геоэффективностью [Yermolaev et al., 2018b]. 
В данной работе представлен статистический 
анализ углов направления вектора потока СВ и их 
вариаций для различных крупномасштабных типов 
СВ по данным космического аппарата WIND. Рассмотрены интервалы усреднения 30 и 3600 с. Большая часть предшествующих работ (например, 
[Yermolaev et al., 2015, 2018a; Gosling, Pizzo, 1999; 
Borovsky, 2008]) описывала крупномасштабные или 
среднемасштабные вариации углов направления потока, а работы, рассматривающие мелкомасштабные 
вариации (например, [Застенкер и др., 2015]), были 
проведены на ограниченном статистическом материале. Таким образом, в данной работе впервые 
проводится систематический статистический анализ 
вариаций углов потока на масштабах ~103 –105 км 
по многолетним измерениям. В работе анализируются также зависимости величин и стандартных 
отклонений углов направления потока от различных 
параметров СВ независимо от его типа. 
 
1. 
ДАННЫЕ И МЕТОДИКА 
АНАЛИЗА 

Исследования величины и вариаций углов направления потока в данной работе проводились на основе 
измерений параметров СВ на космическом аппарате 
WIND за период 1995–2019 гг., представленных в базе 
данных [http://cdaweb.gsfc.nasa.gov]. Были использованы данные по скорости, температуре и плотности 
протонов СВ из набора измерений PM прибора 3DP 
[Lin et al., 1995], а также данные по модулю и компонентам межпланетного магнитного поля (ММП) 
из набора измерений H0 прибора MFI [Lepping et al., 
1995]. Временное разрешение анализируемых параметров составило ~3 с. 
Все используемые данные представлены в системе координат GSE (геоцентрическая солнечноэклиптическая система координат): ось X направлена 
от Земли на Солнце, Y расположена в плоскости эклиптики и направлена противоположно вращению 
планет, Z — нормаль к плоскости эклиптики и дополняет правую тройку (направление на север). В используемых наборах данных не были отдельно представлены углы направления потока, и их величины вычислялись из компонент скорости протонов по следующим формулам: 
Vx=–Vcos(θ)cos(φ); Vy=Vcos(θ)sin(φ); Vz=Vsin(θ),  
где Vx, Vy, Vz — компоненты скорости протонов СВ; 
V — модуль скорости протонов СВ; θ — широтный 
и φ — долготный углы.