izvcrao Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв. Izv. Krymsk. Astrofiz. Observ. Известия Крымской астрофизической обсерватории Izvestiya Krymskoi Astrofizicheskoi Observatorii 0367-8466 3034-4107 Киселев Н.Н., пос. Московский, Москва, РФ RU 1079 10.31059/izcrao-vol118-iss1-pp65-74 Материалы конференции "Магнетизм и активность Солнца и звезд - 2021" Magnetism and activity of the Sun and stars – 2021 Conference proceedings Пространственные и временные особенности поведения микроволнового и ультрафиолетового излучения в эруптивных событиях Spatial and temporal features of the behavior of microwave and ultraviolet emission in eruptive events Бакунина Ирина Bakunina Irina Мельников Виктор Melnikov Victor Шаин Александр Shain Aleksandr Абрамов-Максимов Владимир Abramov-Maхimov Vladimir Моргачев Александр Morgachev Aleksandr Национальный Исследовательский Университет "Высшая школа экономики" HSE University, Bolshaya Pecherskaya ulitsa 25/12, Nizhny Novgorod 603155, Russia Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Пулковское шоссе, 65/1, Санкт-Петербург, 196140, Россия Central Astronomical Observatory at Pulkovo of RAS, Pulkovskoe shosse 65/1, St. Petersburg 196140, Russia Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Пулковское шоссе, 65/1, Санкт-Петербург, 196140, Россия Central Astronomical Observatory at Pulkovo of RAS, Pulkovskoe shosse 65/1, St. Petersburg 196140, Russia Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Пулковское шоссе, 65/1, Санкт-Петербург, 196140, Россия Central Astronomical Observatory at Pulkovo of RAS, Pulkovskoe shosse 65/1, St. Petersburg 196140, Russia ННГУ им. Лобачевского, пр. Гагарина, 23, Нижний Новгород, 603022, Россия Lobachevsky State University of Nizhny Novgorod, Gagarin av. 23, Nizhny Novgorod 603022, Russia 10 03 2022 118 1 65 74 02 11 2021 Copyright (c) 2022 Бакунина И., Мельников В., Шаин А., Абрамов-Максимов В., Моргачев А. Copyright (c) 2022 Bakunina I., Melnikov V., Shain A., Abramov-Maхimov V., Morgachev A. 2022 Бакунина И., Мельников В., Шаин А., Абрамов-Максимов В., Моргачев А. Bakunina I., Melnikov V., Shain A., Abramov-Maхimov V., Morgachev A. Метаданные этой статьи доступны по лицензии Creative Commons «Attribution» («Атрибуция») 4.0 Всемирная. Авторское право и право на публикацию текстов, представленных в журнале  "Известия Крымской астрофизической обсерватории", сохраняются за авторами, при этом право первой публикации предоставляется журналу. Тексты могут свободно использоваться при условии правильного цитирования с указанием авторства в соответствии с лицензией Creative Commons «Attribution» («Атрибуция») 4.0 Всемирная. The metadata for this submission is licensed under a Creative Commons Attribution 4.0 International License. Copyright and publishing rights for texts published in Izvestiya Krymskoi Astrofizicheskoi Observatorii is retained by the authors, with first publication rights granted to the journal.Texts are free to use with proper attribution and link to the licensing (Creative Commons Attribution 4.0 International).

На сегодняшний день не вполне ясны наблюдательные признаки, определяющие способность активной области вызывать выброс вещества в высокие слои солнечной короны (coronal mass ejection – CME). Это затрудняет понимание физического механизма триггера CME. Данная работа посвящена поиску наблюдательных признаков, которые могут указывать на возникновение эруптивного процесса. Для этого мы провели сравнительный анализ условий до вспышки и во время вспышки для вспышечных событий, как сопровождаемых, так и не сопровождаемых CME. Мы изучили особенности пространственной и временной динамики микроволнового и ультрафиолетового излучений (данные радиогелиографа Нобеяма, SDO/AIA), а также магнитных полей (SDO/HMI) для 16 активных областей (АО). На этой выборке установлено, что вспышки, сопровождающиеся СМЕ, чаще всего возникают в открытых магнитных конфигурациях, в областях со скрученными магнитными жгутами, со всплывающими потоками. СМЕ также наблюдаются чаще всего во вспышках большей длительности и в тех АО, которые имеют более протяженные по площади источники в микроволновом излучении.

To date, observational signs that determine the ability of a solar active region to cause an eruption of matter into the high layers of the solar corona (CME) are not entirely clear. This makes it difficult to understand the physical mechanism of the CME trigger. This paper presents a search for observational signs that may indicate the emergence of an eruptive process. For this, we have carried out a comparative analysis of the conditions before and during a flare for flare events both accompanied and not accompanied by CMEs. We studied the features of the spatial and temporal dynamics of microwave and ultraviolet emission (data from the Nobeyama Radio Heliograph, SDO/AIA), as well as magnetic fields (SDO/HMI) for 16 active regions (AR). Using this sample,it was found that flares accompanied by CMEs most often occur in open magnetic configurations, in regions with twisted magnetic ropes, with floating fluxes. CMEs are also observed most often in flares of longer duration and in those ARs that have sources in microwave radiation that are more extended in area.

Солнце солнечные вспышки корональные выбросы масс микроволновое излучение ультрафиолетовое излучение The Sun solar flares coronal mass ejections microwave emission ultraviolet emission Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ-ЧНФ № 20–52–26006 Bakunina I.A., Melnikov V.F., 2019. Astron. Astrophys. Trans., vol. 31, no. 3, pp. 251–266. Bakunina I.A., Melnikov V.F., Morgachev A.S., 2020a. Astrofizika, vol. 63, no. 2, pp. 252–259. Bakunina I.A., Melnikov V.F., Morgachev A.S., 2020b. Geomagn. Aeron., vol. 60, no. 7, pp. 853–859. Bakunina I.A., Melnikov V.F., Abramov-Maximov V.E, Morgachev A.S., 2021. Geomagn. Aeron., vol. 61, no. 8, in press. Canfield R.C., Hudson H.S., McKenzie D.E., 1999. Geophys. Research Lett., vol. 26, pp. 627–630. Canfield R.C., Kazachenko M.D., Acton L.W., et al., 2007. Astrophys. J., vol. 671, pp. L81–L84. Carmichael H., 1964. In Wilmot N.H. (Ed.), A process for flares. Washington, DC: National Aeronautics and Space Administration, Science and Technical Information Division, pp. 451–456. Cheng X., Ding M.D., Zhang J., et al., 2014a. Astrophys. J., vol. 789, id. 93. Cheng X., Ding M.D., Zhang J., et al., 2014b. Astrophys. Lett., vol. 789, id. L35. Duan A., Jiang C., He W., et al., 2019. Astrophys. J., vol. 884, id. 73. Hirayama T., 1974. Solar Phys., vol. 34, pp. 323–338. Gibson S.E., Fan Y., Torok T., Kliem B., 2006. Space Sci. Rev., vol. 124, pp. 131–144. Kopp R.A., Pneuman G.W., 1976. Solar Phys., vol. 50, pp. 85–98. Krista L.D., Reinard A., 2013. Astrophys. J., vol. 762, id. 91. Manoharan P.K., van Driel-Gesztelyi L., Pick M., Demoulin P., 1996. Astrophys. Lett., vol. 468, pp. L73–L76. Nindos A., Patsourakos S., Vourlidas A., Tagikas C., 2015. Astrophys. J., vol. 808, id. 117. Romano P., Zuccarello F., Guglielmino S.L., 2015. Astron. Astrophys., vol. 582, article id. A55. Rust D.M., Kumar A., 1996. Astrophys. Lett., vol. 464, pp. L199–L202. Solov’ev A.A., Kirichek E.A., 2021. Mon. Not. Roy. Astron. Soc., vol. 505, pp. 4406–4416. Sturrock P.A., 1966. Nature, vol. 211, pp. 695–697. van Ballegooijen A.A., Martens P.C.H., 1989. Astrophys. J., vol. 343, pp. 971–984. Wiegelmann T., 2004. Solar Phys., vol. 219, pp. 87–108.