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 1174 EUNRNB 523.985 Научные статьи Research articles Тепловые свойства компактных и эруптивных вспышек по наблюдениям GOES Thermal properties of confined and eruptive flares from GOES observations Гопасюк Ольга Степановна Gopasyuk Olga S. ФГБУН “Крымская астрофизическая обсерватория РАН”, Научный, 298409, Крым Crimean Astrophysical Observatory, Nauchny 298409 31 03 2026 122 1 5 13 19 11 2025 Copyright (c) 2026 Гопасюк О. 2026 Ольга Степановна Гопасюк 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.

Рентгеновское излучение солнечных вспышек возникает в результате быстрого повышения температуры и меры эмиссии во вспышечных петлях активных областей. Для определения этих характеристик используются данные X-Ray Sensor (XRS), установленного на Geostationary Orbiting Environmental Satellite (GOES). В данной работе мы представляем результаты статистического анализа характеристик мягкого рентгеновского излучения (SXR), энерговыделения, температуры и меры эмиссии плазмы в 37 эруптивных и 20 компактных мощных вспышечных событиях, происходивших в период с 2011 по 2022 год. Более 95 % всех событий демонстрируют последовательное появление максимумов температуры, потока излучения SXR и меры эмиссии, что согласуется со сценарием хромосферного испарения. Максимум SXR-излучения 97 % всех событий происходит значительно ближе к максимуму меры эмиссии, чем к максимуму температуры. Мы получаем, что эруптивные события, по сравнению с компактными, имеют большую максимальную меру эмиссии, но меньшую максимальную температуру, а также большую продолжительность и тепловую энергию. Интерпретация этих статистических результатов с использованием модели одиночной петли позволяет предположить, что мощные эруптивные события, по сравнению с компактными, развиваются в более длинных петлях. 

Solar flare X-ray emission results from rapidly increasing temperature and emission measure in flaring active region loops. To derive these characteristics, data from the X-Ray Sensor (XRS) on board the Geostationary Orbiting Environmental Satellite (GOES) are used. The paper presents the results of a statistical analysis of the characteristics of soft X-ray emission, energy release, temperature, and plasma emission measure for 37 eruptive and 20 confined large flare events occurred in 2011–2022. More than 95% of all flare events demonstrate the sequential appearance of the temperature, SXR flux, and emission measure maxima, which is in agreement with the chromospheric evaporation scenario. The maximum SXR emission of 97% of all events occurs significantly closer to the maximum emission measure than to the maximum temperature. We find that as compared to confined events, eruptive events have a higher maximum emission measure but lower maximum temperature, as well as longer duration and higher maximum thermal energy. Interpretation of these statistical results using the single loop model allows us to suggest that as compared to confined events, large eruptive events develop in longer loops.

Солнце активность рентгеновские вспышки корональные выбросы массы Sun activity solar X-ray flares coronal mass ejections Работа выполнена в рамках государственного задания ФГБУН «КрАО РАН» This work was carried out within the state assignment of the Crimean Astrophysical Observatory (CrAO RAS) Aschwanden M.J., Alexander D., 2001. Solar. Phys., vol. 204, pp. 91–120. Aschwanden M.J., Zhang J., Kai L., 2013. Astrophys. J., vol. 775, p. 23. Bowen T.A., Testa P., Reeves K.K., 2013. Astrophys. J., vol. 770, p. 126. Carmichael H., 1964. In Hess W.N. (Ed.), Proc. AAS-NASA Symp., The Physics of Solar Flares. Washington, DC: NASA, STID, pp. 451–456. Caspi A., Krucker S., Lin R.P., 2014. Astrophys. J., vol. 781, p. 43. Feldman U., Doschek G.A., Behring W.E., Phillips K.J.H., 1996. Astrophys. J., vol. 460, pp. 1034–1041. Gopasyuk O.S., 2024. Geomagn. Aeron., vol. 64, no. 8, pp. 1257–1266. Hirayama T., 1974. Solar Phys., vol. 34, pp. 323–338. Kahler S.W., Ling A.G., 2022. Astrophys. J., vol. 934, p. 175. Kazachenko M.D., 2023. Astrophys. J., vol. 958, p. 104. Kopp R.A., Pneuman G.W., 1976. Solar Phys., vol. 50, pp. 85–98. Lee T.T., Petrosian V., McTiernan J.M., 1995. Astrophys. J., vol. 448, pp. 915–924. Neupert W.M., 1968. Astrophys. J., vol. 153, p. L59. Priest E.R., Forbes T.G., 2002. Astron. Astrophys. Rev., vol. 10, no. 4, pp. 313–377. Qiu J., Cheng J., 2022. Solar Phys., vol. 297, p. 80. Reale F., 2007. Astron. Astrophys, vol. 471, pp. 271–279. Reep J.W., Toriumi S., 2017. Astrophys. J. , vol. 851, p. 4. Reep J.W., Knizhnik K.J., 2019. Astrophys. J., vol. 874, p. 157. Ryan D.F., Milligan R.O., Gallagher P.T., et al., 2012. Astrophys. J. Suppl., vol. 202, p. 11. Sadykov V.M., Kosovichev A.G., Kitiashvili I.N., Frolov A., 2019. Astrophys. J., vol. 874, p. 19. Sturrock P.A., 1966. Nature, vol. 211, pp. 695–697. White S.M., Thomas R.J., Schwartz R.A., 2005. Solar Phys., vol. 227, pp. 231–248. Yashiro S., Gopalswamy, N., Akiyama, S., et al., 2005. J. Geophys. Res., vol. 110, p. A12S05.