АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2026, том 81, № 1, страницы 118–149
ФАЗЫ РАЗВИТИЯ ПРЕДВСПЫШЕЧНОГО ЭНЕРГОВЫДЕЛЕНИЯ НА ПРИМЕРЕ МНОГОВОЛНОВОГО АНАЛИЗА ЭРУПТИВНОЙ СОЛНЕЧНОЙ ВСПЫШКИ Х3.2-КЛАССА 14 МАЯ 2013 ГОДА
© 2026
И. Н. Шарыкин1*
,
И. В. Зимовец1,
Н. С. Мешалкина2
,
И. В. Зимовец1,
Н. С. Мешалкина2
1Институт космических исследований Российской академии наук, Москва, 117997 Россия
2Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, 664033 Россия
*E-mail: ivan.sharykin@phystech.edu
2Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, Иркутск, 664033 Россия
*E-mail: ivan.sharykin@phystech.edu
УДК 523.985.3-14:52-73/74
Поступила в редакцию 21 мая 2025 года; после доработки 15 августа 2025 года; принята к публикации 29 августа 2025 года
Работа посвящена исследованию предвспышечных процессов перед эруптивной солнечной вспышкой класса Х3.2, произошедшей 14 мая 2013 г. Данное событие было выбрано из-за удачного расположения возле лимба Солнца, ярко выраженной предвспышечной фазы и наличия качественных наблюдательных данных Solar Dynamics Observatory/Atmospheric Imaging Assembly (SDO/AIA), Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI), Nobeyama Radio Heliograph (NoRH) и Siberian Solar Radio Telescope (SSRT). Основной целью является поиск триггеров эрупции и детальное многоволновое исследование свойств предвспышечного энерговыделения. В этом исследовании мы рассматриваем предвспышечный интервал времени длительностью около полутора часов. Предвспышечная фаза для выбранного события с точки зрения временной динамики состоит из двух стадий. В первой стадии наблюдается квазистационарный компактный источник рентгеновского излучения в диапазоне 5–25 кэВ. При этом радиоисточники также достаточно стабильны и их центроиды совпадают с рентгеновским центром яркости. Затем происходит резкий всплеск (зафиксировано нетепловое излучение вплоть до 100 кэВ) и последующий рост интенсивности излучения в широком спектре. Наблюдаемые источники являются нестационарными. Вторая стадия после всплеска длится около одного часа. При этом источники расширяются и мы видим рост системы корональных петель. Затем происходит эрупция и вспышка. Стоит отметить, что триггерный всплеск (ТВ) между первой и второй предвспышечными стадиями был связан с очень компактным рентгеновским источником и сильным уярчением во всех доступных каналах ультрафиолетового (ЭУФ, УФ) диапазона. Для определения структуры магнитного поля на уровне фотосферы используются векторные магнитограммы, полученные инструментом Helioseismic Magnetic Imager/Solar Dynamics Observatory (HMI/SDO) показал, что предвспышечное энерговыделение и ТВ были локализованы вблизи нейтральной линии. Также были проведены оценки термодинамических параметров вспышечной плазмы, энергии ускоренных электронов, тепловой энергии предвспышечной плазмы по результатам анализа микроволновых и рентгеновских спектров. Полученные микроволновые спектры хорошо объясняются гиросихротронным спектром протяженного источника, связанного с высокими петлями и температурой плазмы T ≈ 5–7 МК, компактным источником в нижних петлях (T ≈ 10–20 МК) и тормозным излучением на частотах 17–34 ГГц. В целом рентгеновские данные по компактному источнику хорошо согласуются с наблюдаемым радиоизлучением.
Ключевые слова:
Солнце: активность — Солнце: вспышки — Солнце: корональные выбросы массы (CME) — Солнце: корона — Солнце: радиоизлучение — Солнце: рентгеновские лучи, гамма-лучи — Солнце: УФ-излучение
ФинансированиеСписок литературы
Работа выполнена при поддержке Министерства науки и высшего образования Российской Федерации.
Список литературы
1. V. E. Abramov-Maximov and I. A. Bakunina, Geomagnetism and Aeronomy 62 (7), 895 (2022). DOI:10.1134/S0016793222070040
2. V. E. Abramov-Maximov, V. N. Borovik, L. V. Opeikina, and A. G. Tlatov, Solar Physics 290 (1), 53 (2015). DOI:10.1007/s11207-014-0605-8
3. S. K. Antiochos, C. R. DeVore, and J. A. Klimchuk, Astrophys. J. 510 (1), 485 (1999). DOI:10.1086/306563
4. R. L. Aptekar, D. D. Frederiks, S. V. Golenetskii, et al., Space Sci. Rev. 71 (1–4), 265 (1995). DOI:10.1007/BF00751332
5. A. Asai, H. Nakajima, M. Shimojo, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 58, L1 (2006). DOI:10.1093/pasj/58.1.L1
6. M. J. Aschwanden, Physics of the Solar Corona. An Introduction with Problems and Solutions, 2nd ed. (Praxis Publishing Ltd., Chichester, 2005). DOI:10.1007/3-540-30766-4
7. A. K. Awasthi, R. Jain, P. D. Gadhiya, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 437 (3), 2249 (2014). DOI:10.1093/mnras/stt2032
8. A. K. Awasthi, R. Liu, H. Wang, et al., Astrophys. J. 857 (2), article id. 124 (2018a). DOI:10.3847/1538-4357/aab7fb
9. A. K. Awasthi, P. Rudawy, R. Falewicz, et al., Astrophys. J. 858 (2), article id. 98 (2018b). DOI:10.3847/1538-4357/aabd76
10. D. Baker, L. van Driel-Gesztelyi, and L. M. Green, Solar Physics 276 (1–2), 219 (2012). DOI:10.1007/s11207-011-9893-4
11. I. A. Bakunina, V. F. Melnikov, and A. S. Morgachev, Astrophysics 63 (2), 252 (2020a). DOI:10.1007/s10511-020-09630-7
12. I. A. Bakunina, V. F. Melnikov, and A. S. Morgachev, Geomagnetism and Aeronomy 60 (7), 853 (2020b). DOI:10.1134/S001679322007004X
13. I. A. Bakunina, V. F. Melnikov, A. A. Solov’ev, and V. E. Abramov-Maximov, Solar Physics 290 (1), 37 (2015). DOI:10.1007/s11207-014-0614-7
14. Y. Bamba, K.-S. Lee, S. Imada, and K. Kusano, Astrophys. J. 840 (2), article id. 116 (2017). DOI:10.3847/1538-4357/aa6dfe
15. M. G. Bobra and S. Couvidat, Astrophys. J. 798 (2), article id. 135 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/798/2/135
16. J. C. Brown, Solar Physics 18 (3), 489 (1971). DOI:10.1007/BF00149070
17. X. Cheng, M. D. Ding, J. Zhang, et al., Astrophys. J. 789 (2), article id. L35 (2014). DOI:10.1088/2041-8205/789/2/L35
18. C. Chifor, H. E. Mason, D. Tripathi, et al., Astron. and Astrophys. 458 (3), 965 (2006). DOI:10.1051/0004-6361:20065687
19. C. Chifor, D. Tripathi, H. E. Mason, and B. R. Dennis, Astron. and Astrophys. 472 (3), 967 (2007). DOI:10.1051/0004-6361:20077771
20. J. Dudík, V. Polito, M. Janvier, et al., Astrophys. J. 823 (1), article id. 41 (2016). DOI:10.3847/0004-637X/823/1/41
21. G. A. Dulk, Annual Rev. Astron. Astrophys. 23, 169 (1985). DOI:10.1146/annurev.aa.23.090185.001125
22. F. Fárník and S. K. Savy, Solar Physics 183 (2), 339 (1998). DOI:10.1023/A:1005092927592
23. G. D. Fleishman and A. A. Kuznetsov, Astrophys. J. 721 (2), 1127 (2010). DOI:10.1088/0004-637X/721/2/1127
24. M. Gordovskyy and P. K. Browning, Astrophys. J. 729 (2), article id. 101 (2011). DOI:10.1088/0004-637X/729/2/101
25. V. V. Grechnev, S. V. Lesovoi, G. Y. Smolkov, et al., Solar Physics 216 (1), 239 (2003). DOI:10.1023/A:1026153410061
26. A. Hernandez-Perez, Y. Su, A. M. Veronig, et al., Astrophys. J. 874 (2), article id. 122 (2019). DOI:10.3847/1538-4357/ab09ed
27. T. Hirayama, Solar Physics 34 (2), 323 (1974). DOI:10.1007/BF00153671
28. A. W. Hood and E. R. Priest, Geophysical and Astrophysical Fluid Dynamics 17 (1), 297 (1981). DOI:10.1080/03091928108243687
29. N. Huang, Y. Xu, V. M. Sadykov, et al., Astrophys. J. 878 (1), article id. L15 (2019). DOI:10.3847/2041-8213/ab2330
30. M. Janvier, Journal of Plasma Physics 83 (1), article id. 535830101 (2017). DOI:10.1017/S0022377817000034
31. N. L. S. Jeffrey, L. Fletcher, N. Labrosse, and P. J. A. Simões, Science Advances 4 (12), eaav2794 (2018). DOI:10.1126/sciadv.aav2794
32. B. Joshi, A. M. Veronig, J. Lee, et al., Astrophys. J. 743 (2), article id. 195 (2011). DOI:10.1088/0004-637X/743/2/195
33. K. Kai, H. Nakajima, and T. Kosugi, Publ. Astron. Soc. Japan 35 (2), 285 (1983).
34. R. Keppens, O. Porth, and C. Xia, Astrophys. J. 795 (1), article id. 77 (2014). DOI:10.1088/0004-637X/795/1/77
35. B. Kliem, J. Lin, T. G. Forbes, et al., Astrophys. J. 789 (1), article id. 46 (2014). DOI:10.1088/0004-637X/789/1/46
36. B. Kliem and T. Török, Phys. Rev. Letters 96 (25), id. 255002 (2006). DOI:10.1103/PhysRevLett.96.255002
37. J. R. Lemen, A. M. Title, D. J. Akin, et al., Solar Physics 275 (1–2), 17 (2012). DOI:10.1007/s11207-011-9776-8
38. R. P. Lin, B. R. Dennis, G. J. Hurford, et al., Solar Physics 210 (1), 3 (2002). DOI:10.1023/A:1022428818870
39. C. Liu, N. Deng, J. Lee, et al., Astrophys. J. 778 (2), article id. L36 (2013). DOI:10.1088/2041-8205/778/2/L36
40. N. Liu, J. Jing, Y. Xu, and H. Wang, Astrophys. J. 930 (2), id. 154 (2022). DOI:10.3847/1538-4357/ac6425
41. D. W. Longcope and C. Beveridge, Astrophys. J. 669 (1), 621 (2007). DOI:10.1086/521521
42. T. Magara, S. Mineshige, T. Yokoyama, and K. Shibata, Astrophys. J. 466, 1054 (1996). DOI:10.1086/177575
43. W. Manchester, IV, T. Gombosi, D. DeZeeuw, and Y. Fan, Astrophys. J. 610 (1), 588 (2004). DOI:10.1086/421516
44. C. Meegan, G. Lichti, P. N. Bhat, et al., Astrophys. J. 702 (1), 791 (2009). DOI:10.1088/0004-637X/702/1/791
45. P. K. Mitra and B. Joshi, Astrophys. J. 884 (1), article id. 46 (2019). DOI:10.3847/1538-4357/ab3a96
46. R. L. Moore, A. C. Sterling, H. S. Hudson, and J. R. Lemen, Astrophys. J. 552 (2), 833 (2001). DOI:10.1086/320559
47. H. Nakajima, M. Nishio, S. Enome, et al., IEEE Proceedings 82 (5), 705 (1994). DOI:10.1109/5.284737
48. A. Nindos, S. Patsourakos, A. Vourlidas, and C. Tagikas, Astrophys. J. 808 (2), article id. 117 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/808/2/117
49. N. Nishizuka, K. Sugiura, Y. Kubo, et al., Astrophys. J. 835 (2), article id. 156 (2017). DOI:10.3847/1538-4357/835/2/156
50. M. Ohyama and K. Shibata, Publ. Astron. Soc. Japan 49, 249 (1997). DOI:10.1093/pasj/49.2.249
51. R. F. Pinto, M. Gordovskyy, P. K. Browning, and N. Vilmer, Astron. and Astrophys. 585, id. A159 (2016). DOI:10.1051/0004-6361/201526633
52. E. R. Priest and D. W. Longcope, Solar Physics 292 (1), article id. 25 (2017). DOI:10.1007/s11207-016-1049-0
53. P. H. Scherrer, J. Schou, R. I. Bush, et al., Solar Physics 275 (1–2), 207 (2012). DOI:10.1007/s11207-011-9834-2
54. I. N. Sharykin, V. M. Sadykov, A. G. Kosovichev, et al., Astrophys. J. 840 (2), article id. 84 (2017). DOI:10.3847/1538-4357/aa6dfd
55. I. N. Sharykin, I. V. Zimovets, and I. I. Myshyakov, Astrophys. J. 893 (2), id. 159 (2020). DOI:10.3847/1538-4357/ab84ef
56. T. D. Shohin, Y. E. Charikov, and A. N. Shabalin, Geomagnetism and Aeronomy 64 (8), 1386 (2024). DOI:10.1134/S0016793224700531
57. B. V. Somov and T. Kosugi, Astrophys. J. 485 (2), 859 (1997). DOI:10.1086/304449
58. B. Tan, Z. Yu, J. Huang, et al., Astrophys. J. 833 (2), article id. 206 (2016). DOI:10.3847/1538-4357/833/2/206
59. S. J. Tappin, Astron. and Astrophys. Suppl. 87 (2), 277 (1991).
60. T. Török, J. E. Leake, V. S. Titov, et al., Astrophys. J. 782 (1), article id. L10 (2014). DOI:10.1088/2041-8205/782/1/L10
61. S. Tsuneta, Astrophys. J. 483 (1), 507 (1997). DOI:10.1086/304236
62. A. M. Uralov, V. V. Grechnev, G. V. Rudenko, et al., Solar Physics 249 (2), 315 (2008). DOI:10.1007/s11207-008-9183-y
63. A. A. van Ballegooijen and P. C. H. Martens, Astrophys. J. 343, 971 (1989). DOI:10.1086/167766
64. A. J. Wallace, L. K. Harra, L. van Driel-Gesztelyi, et al., Solar Physics 267 (2), 361 (2010). DOI:10.1007/s11207-010-9661-x
65. H. Wang, C. Liu, K. Ahn, et al., Nature Astronomy 1, id. 0085 (2017). DOI:10.1038/s41550-017-0085
66. R. Wang, Y. D. Liu, J. T. Hoeksema, et al., Astrophys. J. 869 (2), article id. 90 (2018). DOI:10.3847/1538-4357/aaed48
67. M. M. Woods, L. K. Harra, S. A. Matthews, et al., Solar Physics 292 (2), article id. 38 (2017). DOI:10.1007/s11207-017-1064-9
68. Z. Wu, Y. Chen, G. Huang, et al., Astrophys. J. 820 (2), article id. L29 (2016). DOI:10.3847/2041-8205/820/2/L29
69. J. Zhang, X. Cheng, and M.-D. Ding, Nature Communications 3, id. 747 (2012). DOI:10.1038/ncomms1753
70. Y. Zhang, B. Tan, M. Karlický, et al., Astrophys. J. 799 (1), article id. 30 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/799/1/30
71. G. P. Zhou, J. Zhang, and J. X. Wang, Astrophys. J. 823 (1), article id. L19 (2016). DOI:10.3847/2041-8205/823/1/L19
72. I. V. Zimovets, M. Gros, and A. B. Struminsky, Advances in Space Research 43 (4), 680 (2009). DOI:10.1016/j.asr.2008.09.009
73. I. V. Zimovets, A. B. Nechaeva, I. N. Sharykin, and B. A. Nizamov, Geomagnetism and Aeronomy 62 (4), 356 (2022). DOI:10.1134/S0016793222040181
2. V. E. Abramov-Maximov, V. N. Borovik, L. V. Opeikina, and A. G. Tlatov, Solar Physics 290 (1), 53 (2015). DOI:10.1007/s11207-014-0605-8
3. S. K. Antiochos, C. R. DeVore, and J. A. Klimchuk, Astrophys. J. 510 (1), 485 (1999). DOI:10.1086/306563
4. R. L. Aptekar, D. D. Frederiks, S. V. Golenetskii, et al., Space Sci. Rev. 71 (1–4), 265 (1995). DOI:10.1007/BF00751332
5. A. Asai, H. Nakajima, M. Shimojo, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 58, L1 (2006). DOI:10.1093/pasj/58.1.L1
6. M. J. Aschwanden, Physics of the Solar Corona. An Introduction with Problems and Solutions, 2nd ed. (Praxis Publishing Ltd., Chichester, 2005). DOI:10.1007/3-540-30766-4
7. A. K. Awasthi, R. Jain, P. D. Gadhiya, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 437 (3), 2249 (2014). DOI:10.1093/mnras/stt2032
8. A. K. Awasthi, R. Liu, H. Wang, et al., Astrophys. J. 857 (2), article id. 124 (2018a). DOI:10.3847/1538-4357/aab7fb
9. A. K. Awasthi, P. Rudawy, R. Falewicz, et al., Astrophys. J. 858 (2), article id. 98 (2018b). DOI:10.3847/1538-4357/aabd76
10. D. Baker, L. van Driel-Gesztelyi, and L. M. Green, Solar Physics 276 (1–2), 219 (2012). DOI:10.1007/s11207-011-9893-4
11. I. A. Bakunina, V. F. Melnikov, and A. S. Morgachev, Astrophysics 63 (2), 252 (2020a). DOI:10.1007/s10511-020-09630-7
12. I. A. Bakunina, V. F. Melnikov, and A. S. Morgachev, Geomagnetism and Aeronomy 60 (7), 853 (2020b). DOI:10.1134/S001679322007004X
13. I. A. Bakunina, V. F. Melnikov, A. A. Solov’ev, and V. E. Abramov-Maximov, Solar Physics 290 (1), 37 (2015). DOI:10.1007/s11207-014-0614-7
14. Y. Bamba, K.-S. Lee, S. Imada, and K. Kusano, Astrophys. J. 840 (2), article id. 116 (2017). DOI:10.3847/1538-4357/aa6dfe
15. M. G. Bobra and S. Couvidat, Astrophys. J. 798 (2), article id. 135 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/798/2/135
16. J. C. Brown, Solar Physics 18 (3), 489 (1971). DOI:10.1007/BF00149070
17. X. Cheng, M. D. Ding, J. Zhang, et al., Astrophys. J. 789 (2), article id. L35 (2014). DOI:10.1088/2041-8205/789/2/L35
18. C. Chifor, H. E. Mason, D. Tripathi, et al., Astron. and Astrophys. 458 (3), 965 (2006). DOI:10.1051/0004-6361:20065687
19. C. Chifor, D. Tripathi, H. E. Mason, and B. R. Dennis, Astron. and Astrophys. 472 (3), 967 (2007). DOI:10.1051/0004-6361:20077771
20. J. Dudík, V. Polito, M. Janvier, et al., Astrophys. J. 823 (1), article id. 41 (2016). DOI:10.3847/0004-637X/823/1/41
21. G. A. Dulk, Annual Rev. Astron. Astrophys. 23, 169 (1985). DOI:10.1146/annurev.aa.23.090185.001125
22. F. Fárník and S. K. Savy, Solar Physics 183 (2), 339 (1998). DOI:10.1023/A:1005092927592
23. G. D. Fleishman and A. A. Kuznetsov, Astrophys. J. 721 (2), 1127 (2010). DOI:10.1088/0004-637X/721/2/1127
24. M. Gordovskyy and P. K. Browning, Astrophys. J. 729 (2), article id. 101 (2011). DOI:10.1088/0004-637X/729/2/101
25. V. V. Grechnev, S. V. Lesovoi, G. Y. Smolkov, et al., Solar Physics 216 (1), 239 (2003). DOI:10.1023/A:1026153410061
26. A. Hernandez-Perez, Y. Su, A. M. Veronig, et al., Astrophys. J. 874 (2), article id. 122 (2019). DOI:10.3847/1538-4357/ab09ed
27. T. Hirayama, Solar Physics 34 (2), 323 (1974). DOI:10.1007/BF00153671
28. A. W. Hood and E. R. Priest, Geophysical and Astrophysical Fluid Dynamics 17 (1), 297 (1981). DOI:10.1080/03091928108243687
29. N. Huang, Y. Xu, V. M. Sadykov, et al., Astrophys. J. 878 (1), article id. L15 (2019). DOI:10.3847/2041-8213/ab2330
30. M. Janvier, Journal of Plasma Physics 83 (1), article id. 535830101 (2017). DOI:10.1017/S0022377817000034
31. N. L. S. Jeffrey, L. Fletcher, N. Labrosse, and P. J. A. Simões, Science Advances 4 (12), eaav2794 (2018). DOI:10.1126/sciadv.aav2794
32. B. Joshi, A. M. Veronig, J. Lee, et al., Astrophys. J. 743 (2), article id. 195 (2011). DOI:10.1088/0004-637X/743/2/195
33. K. Kai, H. Nakajima, and T. Kosugi, Publ. Astron. Soc. Japan 35 (2), 285 (1983).
34. R. Keppens, O. Porth, and C. Xia, Astrophys. J. 795 (1), article id. 77 (2014). DOI:10.1088/0004-637X/795/1/77
35. B. Kliem, J. Lin, T. G. Forbes, et al., Astrophys. J. 789 (1), article id. 46 (2014). DOI:10.1088/0004-637X/789/1/46
36. B. Kliem and T. Török, Phys. Rev. Letters 96 (25), id. 255002 (2006). DOI:10.1103/PhysRevLett.96.255002
37. J. R. Lemen, A. M. Title, D. J. Akin, et al., Solar Physics 275 (1–2), 17 (2012). DOI:10.1007/s11207-011-9776-8
38. R. P. Lin, B. R. Dennis, G. J. Hurford, et al., Solar Physics 210 (1), 3 (2002). DOI:10.1023/A:1022428818870
39. C. Liu, N. Deng, J. Lee, et al., Astrophys. J. 778 (2), article id. L36 (2013). DOI:10.1088/2041-8205/778/2/L36
40. N. Liu, J. Jing, Y. Xu, and H. Wang, Astrophys. J. 930 (2), id. 154 (2022). DOI:10.3847/1538-4357/ac6425
41. D. W. Longcope and C. Beveridge, Astrophys. J. 669 (1), 621 (2007). DOI:10.1086/521521
42. T. Magara, S. Mineshige, T. Yokoyama, and K. Shibata, Astrophys. J. 466, 1054 (1996). DOI:10.1086/177575
43. W. Manchester, IV, T. Gombosi, D. DeZeeuw, and Y. Fan, Astrophys. J. 610 (1), 588 (2004). DOI:10.1086/421516
44. C. Meegan, G. Lichti, P. N. Bhat, et al., Astrophys. J. 702 (1), 791 (2009). DOI:10.1088/0004-637X/702/1/791
45. P. K. Mitra and B. Joshi, Astrophys. J. 884 (1), article id. 46 (2019). DOI:10.3847/1538-4357/ab3a96
46. R. L. Moore, A. C. Sterling, H. S. Hudson, and J. R. Lemen, Astrophys. J. 552 (2), 833 (2001). DOI:10.1086/320559
47. H. Nakajima, M. Nishio, S. Enome, et al., IEEE Proceedings 82 (5), 705 (1994). DOI:10.1109/5.284737
48. A. Nindos, S. Patsourakos, A. Vourlidas, and C. Tagikas, Astrophys. J. 808 (2), article id. 117 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/808/2/117
49. N. Nishizuka, K. Sugiura, Y. Kubo, et al., Astrophys. J. 835 (2), article id. 156 (2017). DOI:10.3847/1538-4357/835/2/156
50. M. Ohyama and K. Shibata, Publ. Astron. Soc. Japan 49, 249 (1997). DOI:10.1093/pasj/49.2.249
51. R. F. Pinto, M. Gordovskyy, P. K. Browning, and N. Vilmer, Astron. and Astrophys. 585, id. A159 (2016). DOI:10.1051/0004-6361/201526633
52. E. R. Priest and D. W. Longcope, Solar Physics 292 (1), article id. 25 (2017). DOI:10.1007/s11207-016-1049-0
53. P. H. Scherrer, J. Schou, R. I. Bush, et al., Solar Physics 275 (1–2), 207 (2012). DOI:10.1007/s11207-011-9834-2
54. I. N. Sharykin, V. M. Sadykov, A. G. Kosovichev, et al., Astrophys. J. 840 (2), article id. 84 (2017). DOI:10.3847/1538-4357/aa6dfd
55. I. N. Sharykin, I. V. Zimovets, and I. I. Myshyakov, Astrophys. J. 893 (2), id. 159 (2020). DOI:10.3847/1538-4357/ab84ef
56. T. D. Shohin, Y. E. Charikov, and A. N. Shabalin, Geomagnetism and Aeronomy 64 (8), 1386 (2024). DOI:10.1134/S0016793224700531
57. B. V. Somov and T. Kosugi, Astrophys. J. 485 (2), 859 (1997). DOI:10.1086/304449
58. B. Tan, Z. Yu, J. Huang, et al., Astrophys. J. 833 (2), article id. 206 (2016). DOI:10.3847/1538-4357/833/2/206
59. S. J. Tappin, Astron. and Astrophys. Suppl. 87 (2), 277 (1991).
60. T. Török, J. E. Leake, V. S. Titov, et al., Astrophys. J. 782 (1), article id. L10 (2014). DOI:10.1088/2041-8205/782/1/L10
61. S. Tsuneta, Astrophys. J. 483 (1), 507 (1997). DOI:10.1086/304236
62. A. M. Uralov, V. V. Grechnev, G. V. Rudenko, et al., Solar Physics 249 (2), 315 (2008). DOI:10.1007/s11207-008-9183-y
63. A. A. van Ballegooijen and P. C. H. Martens, Astrophys. J. 343, 971 (1989). DOI:10.1086/167766
64. A. J. Wallace, L. K. Harra, L. van Driel-Gesztelyi, et al., Solar Physics 267 (2), 361 (2010). DOI:10.1007/s11207-010-9661-x
65. H. Wang, C. Liu, K. Ahn, et al., Nature Astronomy 1, id. 0085 (2017). DOI:10.1038/s41550-017-0085
66. R. Wang, Y. D. Liu, J. T. Hoeksema, et al., Astrophys. J. 869 (2), article id. 90 (2018). DOI:10.3847/1538-4357/aaed48
67. M. M. Woods, L. K. Harra, S. A. Matthews, et al., Solar Physics 292 (2), article id. 38 (2017). DOI:10.1007/s11207-017-1064-9
68. Z. Wu, Y. Chen, G. Huang, et al., Astrophys. J. 820 (2), article id. L29 (2016). DOI:10.3847/2041-8205/820/2/L29
69. J. Zhang, X. Cheng, and M.-D. Ding, Nature Communications 3, id. 747 (2012). DOI:10.1038/ncomms1753
70. Y. Zhang, B. Tan, M. Karlický, et al., Astrophys. J. 799 (1), article id. 30 (2015). DOI:10.1088/0004-637X/799/1/30
71. G. P. Zhou, J. Zhang, and J. X. Wang, Astrophys. J. 823 (1), article id. L19 (2016). DOI:10.3847/2041-8205/823/1/L19
72. I. V. Zimovets, M. Gros, and A. B. Struminsky, Advances in Space Research 43 (4), 680 (2009). DOI:10.1016/j.asr.2008.09.009
73. I. V. Zimovets, A. B. Nechaeva, I. N. Sharykin, and B. A. Nizamov, Geomagnetism and Aeronomy 62 (4), 356 (2022). DOI:10.1134/S0016793222040181
Pre-Flare Energy Release Phases in the Eruptive X3.2 Solar Flare on May 14, 2013
© 2026
I. N. Sharykin1*,
I. V. Zimovets1, and
N. S. Meshalkina2
,
I. V. Zimovets1, and
N. S. Meshalkina2
1Space Research Institute, Russian Academy of Sciences, Moscow, 117997 Russia
2Institute of Solar-Terrestrial Research, Irkutsk, Siberian Branch of Russian Academy of Sciences, 664033 Russia
*E-mail: ivan.sharykin@phystech.edu
2Institute of Solar-Terrestrial Research, Irkutsk, Siberian Branch of Russian Academy of Sciences, 664033 Russia
*E-mail: ivan.sharykin@phystech.edu
This study is devoted to the investigation of pre-flare processes preceding the eruptive X3.2-class solar flare that occurred on May 14, 2013. This event was selected because of its favorable position near the solar limb, the presence of a well-pronounced pre-flare phase, and the availability of high-quality observational data from the Solar Dynamics Observatory/Atmospheric Imaging Assembly (SDO/AIA), Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI), Nobeyama Radio Heliograph (NoRH), and Siberian Solar Radio Telescope (SSRT). The main objective of this work is to identify possible eruption triggers and to perform a detailed multiwavelength analysis of the pre-flare energy release properties. In this study, we consider a pre-flare time interval of about one and a half hours. From the point of view of temporal evolution, the pre-flare phase of the selected event consists of two stages. During the first stage, a quasi-stationary compact X-ray source is observed in the 5–25 keV energy range. The radio sources are also relatively stable, and their centroids coincide with the X-ray brightness center. This is followed by a sharp burst (nonthermal emission up to 100 keV is detected) and a subsequent increase in emission intensity over a broad spectral range. The observed sources become nonstationary. The second stage, following the burst, lasts for about one hour. During this period, the sources expand, and the growth of a coronal loop system is observed. Afterward, the eruption and the main flare take place. It is noteworthy that the trigger burst (TB) between the first and second pre-flare stages was associated with a very compact X-ray source and a strong brightening in all available ultraviolet (EUV and UV) channels. To determine the magnetic field structure at the photospheric level, vector magnetograms obtained by the Helioseismic and Magnetic Imager/Solar Dynamics Observatory (HMI/SDO) were used. These data showed that the pre-flare energy release and the TB were localized near the magnetic neutral line. Estimates of the thermodynamic parameters of the flare plasma, the energy of accelerated electrons, and the thermal energy of the pre-flare plasma were obtained based on the analysis of microwave and X-ray spectra. The observed microwave spectra are well explained by a gyrosynchrotron model consisting of an extended source associated with high coronal loops and plasma temperature T ≈ 5–7 MK, a compact source in lower loops (T ≈ 10–20 MK), and bremsstrahlung emission at frequencies of 17–34 GHz. In general, the X-ray data from the compact source are in good agreement with the observed radio emission.
Keywords:
Sun: activity; Sun: flares; Sun: coronal mass ejections (CMEs); Sun: radio radiation; Sun: X-rays, gamma-rays Sun: UV radiation
К содержанию номера