Рассмотрены основные характеристики и ход развития текущего 24 цикла СА после трёх лет эволюции. Кривая развития на фазе роста проходит ниже солнечного цикла 14 – самого низкого из достоверных. Запуск солнечной обсерватории SDO позволил с очень высоким пространственным и временным разрешениями начать изучение солнечных вспышек малых, средних (96) и больших (30) баллов, в том числе 9 протонных событий, выявить предполагавшиеся связи между вспышками и выбросами солнечных волокон и подтвердить глобальный характер даже не мощных солнечных вспышечных явлений. Привлечение наблюдательных данных космических обсерваторий STEREO даёт возможность исследовать вспышечные события с разных точек пространства и получать трёхмерную картину развития событий.
Солнечная активность, циклы, активные области, вспышки, выбросы волокон, корональные дыры.

1. Вопросы развития текущего цикла солнечной активности всегда актуальны при планировании и подготовке стратегии осуществления научных экспериментов, экономических задач и, в особенности, проблем освоения околоземного космического пространства. Возможность прогноза хода развития текущего и, возможно, последующих солнечных циклов, выявление периодов экстремальной вспышечной активности, как на Солнце, так и в околоземном космическом пространстве, позволило бы избежать многих технологических аварий и катастроф. К сожалению, статистика научных исследований солнечных циклов очень коротка (с 1849 г.): на временной шкале в 163 года нам реально доступны лишь 14 циклов солнечной активности, начиная. С этого времени, наблюдения солнечных пятен стали регулярно проводиться несколькими солнечными обсерваториями, положив начал о достоверному ряду относительных чисел солнечных пятен.
Эта временная точка соответствует середине 9 цикла из современного пронумерованного ряда, введённого немецким астрономом Р. Вольфом, который восстановил значение относительного числа солнечных пятен по отдельным наблюдениям до 1750 года (пронумерованный ряд чисел Вольфа).
Недавние исследования [1] показали, что восстановление было плохим и спектральные характеристики пронумерованного и достоверного рядов относительных чисел солнечных пятен совершенно разные, что закрывает возможность использования пронумерованного ряда в научных целях.
В ещё большей степени это относится к ряду более раннего периода вплоть до 1610 г. – года изобретения телескопа. В таблице 1 приводятся основные характеристики всех циклов солнечной активности

2. Таким образом, на данной достоверной статистике мы не перебрали всех возможных характеристик и трендов развития отдельных солнечных циклов и достоверно не выявили взаимосвязи с более длительными циклами (кроме магнитного 22-летнего цикла СА). Это не даёт возможность достоверно найти механизмы образования солнечной цикличности и построить её модель. Как следствие, перед каждым новым циклом СА начинается парад прогнозов его развития, которые занимают весь диапазон высот и длительностей будущего цикла и несколько прогнозов естественно ложатся в будущие реализованные рамки.
Но это угадывание обычно не приносит успеха в следующем солнечном цикле. В настоящий момент в рамках уже реализованной истории достоверных солнечных циклов становится понятно, что, начиная с 23 цикла СА, мы вступаем в эпоху солнечных циклов средней и низкой величины.

Предыдущий достоверный, низкий солнечный цикл имел номер 14 (W*= 64), а самый высокий – солнечный цикл 19 (W*= 201), суперцикл, который реализовался в окружении высоких циклов 18, 21 и 22, создав вершину высокой солнечной активности, как в пятнообразовательной, так и во вспышечной активности продолжительностью в 50 лет. Заметим, что начиная с 15 солнечного цикла и до 22 включительно, длина солнечных циклов составляла ~ 10 лет. Исключение составил единственный в этой выборке солнечный цикл средней величины – 20, продолжительность которого составила почти 12 лет, однако он имел очень высокий уровень вспышечной активности.
Характеристики солнечного цикла 22 (самый высокий из чётных солнечных циклов) дали весомые аргументы начинающейся перестройки режима генерации солнечных магнитных полей в конвективной зоне Солнца, которые изменили условия появления активных областей [2]. Как стало понятно впоследствии, признаками такой перестройки могут быть:

–появление больших групп пятен на очень высоких для пятнообразования широтах (>35^o) на фазе роста и в максимуме цикла – такие группы пятен наблюдались всего в 2 случаях: в цикле 14, начало фазы роста ~150-летнего цикла, и в 19 (суперцикл);

– реализация наиболее мощных солнечных вспышек в фазе максимума обычно такие вспышки наблюдаются на фазе спада цикла;

– полное отсутствие вспышек рентгеновского бала Х на фазе спада цикла – впервые со времени наблюдений солнечных вспышек;

– единственный из статистики достоверных солнечных циклов (22 – 23) случай нарушения правила Гневышева – Оля, по которому нечётный солнечный цикл должен быть выше предыдущего чётного.

Основным следствием такой перестройки стало значительное ослабление магнитных полей в тенях солнечных пятен и, соответственно, рост яркости теней пятен, как показали [3] Livingston, Penn, 2011, (Рис. 1), которое началось в фазе максимума 23 цикла СА и продолжается до настоящего времени. Рис.1. Систематическое увеличение яркости (верхний рисунок) и уменьшение напряжённости магнитного поля (нижний рисунок) в тенях солнечных пятен по данным [3] (Livingston, Penn, 2011).

3. Вторым возможным следствием этого процесса стала рекордно затянувшаяся фаза минимума 23 – 24 солнечных циклов. В этой статье под фазой минимума понимается период времени, когда значения сглаженных относительных чисел солнечных пятен лежат в интервале W*=30 для прошедшего и текущего циклов СА. Фаза минимума, начавшаяся в мае 2005 г., продлилась до декабря 2010 г., захватив первые 2 года развития текущего 24 цикла СА. В это период осуществился спад относительных чисел солнечных пятен, в ходе которого как Солнце, так и гелиосфера достигли рекордно низких значений по основным параметрам. Период фазы минимума впервые дал возможность оценить и проанализировать солнечные активные явления в условиях минимальной генерации солнечных магнитных полей и получить наименьшие, фоновые значения основных наблюдательных параметров на Солнце и в межпланетной среде. В предыдущий подобный период между солнечными циклами 14 и 15 Солнце прошло в начале 20 века и подробное его исследование было невозможно.

Количество беспятенных дней (Рис. 2) на видимом диске Солнца в 2008 г. составило 266 дней (73% от общего количества суток в году), в первый год текущего цикла СА, 2009 г. – 260 (71%), в 2010 г. – 51 (44%), а всего за данную фазу минимума и ближайших её окрестностей (2004 – 2011 г.) – 821 сутки при среднем для всех достоверных циклов СА – 485 суток.
Рекордсменом и здесь является фаза минимума 14 – 15 солнечных циклов: 1019 беспятенных дней. Абсолютный рекорд по количеству беспятенных дней за год принадлежит 1913 г. со значением 311 суток (85%). За 100 лет последовательно пятна отсутствовали в течение 92 дней в апреле, мае и июне 1913 года [4] (Ишков, 2009).
Что касается значений потока радиоизлучения 10.7 см, то наибольший интервал самых низких значений за всю историю радионаблюдений Солнца (с 1947 г.) отмечен именно в данном минимуме, в июле 2008 г. – феврале 2009 г. они оставались на уровне ~68 солнечных единиц потока.
По данным спутника VIRGO [5] (Frohlich, 2008) уровень солнечной постоянной в 2007 – 2009 годах держался на самом низком значении за всё время внеатмосферных измерений данной величины. Величина полного излучения Солнца на 1 а.е. более чем на 0.2 Вт·м-2 ниже, чем в течение последнего солнечного минимума в 1996 г.
Из статьи [6] Gibson et al, 2009 следует, что наблюдения Солнца и солнечного ветра над полюсами (Ulysses) и в эклиптике показали значительные различия между последним солнечным минимумом и прошлым (1996 г.). Площадь полярных корональных дыр существенно уменьшилась и магнитный поток на поверхности Солнца на полюсах на 40% слабее по сравнению с прошлым минимумом СА. Магнитные поля в солнечном ветре над полюсами уменьшились примерно втрое, также как и плотность (10 – 20%) и скорость (~3%) солнечного ветра. Подобные различия в средних характеристиках солнечного ветра отмечены и в околоземном космическом пространстве: средняя напряжённость магнитного поля в солнечном ветре стала ниже на 15%, а средняя плотность солнечного ветра (на ~45%). Однако скорость солнечного ветра у Земли возросла в среднем на 13%. Кроме того, произошла полная перестройка характерных периодов собственных колебаний, как в характеристиках солнечного ветра, так и в индексах, характеризующих авроральную зону и радиационные пояса.


Рис. 2. Количество беспятенных дней по годам в некоторых выбранных циклах СА, у которых количество подобных дней превышало 160. Чёрный цвет отображает годы минимума 14 – 15 циклов, темно-серый – минимум 23 – 24 циклов СА. Существование больших приэкваториальных корональных дыр затянулось по времени на весь период фазы минимума 23 солнечного цикла. Высокоскоростные потоки солнечного ветра от этих корональных дыр стали более интенсивными, длительными, но средняя плотность в частиц в них значимо упала, поэтому и степень их геоэффективности, воздействия на околоземное космическое пространство стало более слабым.
В ответ на это, количество геомагнитных возмущений, достигающих уровня малых магнитных бурь резко упало, а сглаженное значение Ар индекса достигло своего минимума только в сентябре 2009 г.. Если в последний год 23 цикла от 62 солнечных корональных дыр отмечено 17 малых магнитных бурь (+2 от вспышечных явлений), то в первый год текущего цикла, от 38 солнечных корональных дыр, их было всего 2, в то время как высокоскоростные потоки от всех корональных дыр постоянно регистрировались космическим аппаратом АСЕ.

Уменьшение средней величины магнитного поля гелиосферы облегчило проникновение галактических космических лучей во внутренние области солнечной системы и привело к тому, что их поток в межпланетном пространстве значительно вырос [6](Ebert et al, 2009). По измерениям ядер железа с энергиями 250 – 450 МэВ/нуклон это увеличение достигло 20% от прошлых максимальных значений.

Эти данные позволяют предположить, что получены фоновые значения параметров, описывающих состояние системы Солнце – Земля в отсутствии каких-либо вспышечных явлений.

4. Начавшийся в таких условиях текущий XXIV цикл СА после 40 месяцев своего развития с большой долей вероятности вошёл в фазу максимума . Под фазой максимума здесь понимается интервал времени развития солнечного цикла, когда сглаженные ежемесячные значения относительных чисел солнечных пятен остаются в пределах 15% от максимального значения W*max в рассматриваемом солнечном цикле.
Наиболее близко развитие текущего солнечного цикла пока соответствует самому низкому XIV циклу СА, из достоверного ряда солнечных циклов.

Три с половиной года развития текущего цикла (СА) понемногу раскрывают его характеристики и особенности его эволюции. Текущий цикл – первый компонент физического 22-летнего солнечного цикла и по правилу Гневышева – Оля следующий 25 солнечный цикл должен быть выше 24. Напомним, что в предыдущем 22-летнем солнечном цикле(XXII – XXIII) это правило было нарушено. На данный момент цикл развивается как цикл низкой высоты (W*макс ? 80). Как видно из таблицы циклов СА, таких циклов среди достоверных было всего 3 – 12, 14 16 и все чётные.

Рис.3. Ход развития (40 месяцев) 24-го цикла СА среди достоверных циклов низкой и средней (10, 13) величины по сглаженным за 13 месяцев относительным числам солнечных пятен (W*). По оси ординат – месяцы после начала цикла.
Точки минимумов всех циклов сведены в начало координат. Рассмотрим основные характеристики текущего цикла СА после 36 месяцев его развития:

– формальное начало текущего 24 цикла СА январь 2009 года, и начальное значение сглаженного числа Вольфа W*мин= 1.7;
– первая группа текущего цикла появилась в северном полушарии в январе 2009 г., а первая группа нового цикла в южном полушарии появилась только в мае 2009. Как правило, первые группы пятен нового цикла обычно появляются за 1 – 1.5 года до точки минимума [7] (Harvey et al, 1997), исключение составил XXIII солнечный цикл, в котором первая группа пятен появилась прямо в месяц его начала;

– начало фазы роста – апрель 2011 г. (W = 54.4, F10.7 = 112.6), когда видимый диск Солнца одновременно проходили сразу 3 группы пятен среднего размера с площадями > 300 м.д.п.;

– появление первой большой (Sp ? 500 м.д.п.) группы солнечных пятен – февраль 2011, а первой очень большой (Sp ? 1500 м.д.п., северное полушарие Солнца) – начало ноября 2011 года;

– с началом текущего солнечного цикла наблюдается явное преобладание пятнообразовательной активности северного полушария Солнца: за три с половиной года развития (на 10 мая 2012 г.) на видимом диске Солнца появилось 477 группы пятен, из которых 292 образовались в северном полушарии и 185 – в южном;

– первая большая вспышка (М?5) осуществилась в феврале 2010 г в активной области северного полушария;

– первая мощная солнечная вспышка рентгеновского балла Х6.9/2В осуществилась в группе пятен северного полушария 9 августа 2011 г. вторая – в марте 2012 ( Х5.4/2В);

– ожидаемый максимум относительного числа солнечных пятен – вторая половина 2012 г.;

За данный период развития текущего солнечного цикла, видимый диск Солнца проходили 75 корональных дыр (КД), которые осуществили 162 прохождений по видимому диску. Для двух очень долгоживущих КД с временем жизни 38 и 17 оборотов Солнца основное время существования было в прошедшем 23 цикле солнечной активности. Из оставшихся 73 КД один оборот наблюдались 47 КД, 2 оборота – 10 КД, 3 оборота – 3 КД, 4 оборота – 9 КД, 5 оборотов – 2 КД, 6 оборотов – 2 КД и 9 оборотов – 1 КД.
Из корональных дыр с временем существования один солнечный оборот в северном полушарии образовались 13 КД, в южном полушарии – 23 КД, и приэкваториальных (т.е. локализующихся в обоих полушариях) – 11 КД.

Корональные дыры, существовавшие два оборота, распределились следующим образом: 6 КД локализовались в северном полушарии, одна в южном и 3 были приэкваториальными. Более долгоживущие корональные дыры (17) локализовались как по полушариям, так и зародившись в каком-либо полушарии переходили в разряд приэкваториальных и, иногда, возвращались в полушарие, где они зародились.

Вспышечная активность на втором году развития текущего цикла СА ограничилась только осуществлением вспышек рентгеновского балла М. Первая группа пятен AR11041 (S25L052; XRI= 1.18; M63.4, в которой за 29 часов 19 – 20 января 2010 г. произошло 6 вспышек среднего (М1 – М4.9) рентгеновского балла. В данной статье для характеристики группы пятен используется ее порядковый номер в системе Службы Солнца NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) США, гелиокоординаты и вспышечный потенциал АО. Последний включает количество солнечных вспышек по рентгеновским баллам, причем верхний индекс показывает балл самой большой вспышки по интенсивности мягкого рентгена (1 – 8 A = 12.5 – 1 кэВ), и вспышечный индекс группы пятен, введенный П. Мак-Интошем. Он рассчитывается по сумме вспышек баллов Х и М, где вспышки балла Х дают единицы (Х5.3 дает 5.3), а вспышки балла М дают десятые доли (М8.3 дает 0.83).

Первые большие вспышки осуществились уже в феврале 2010 г. Сначала в AR11045 (N24L250; XRI= 1.52; M86.4+C24); за 72 часа 6 – 9.02.2010г. осуществилось 7 вспышек средних балов и одна большая рентгеновского балла М6.4, а с 10 февраля начала быстро усложняться магнитная конфигурация группы пятен AR11046 (N24L186, XRI= 0.83; M18.3+C4) и 12 февраля в ней осуществилась единственная значимая вспышка балла М8.3. Последняя большая солнечная вспышка произошла только в ноябре 2010 г., когда в небольшой по площади группе пятен AR11121 (S19L121, XRI=0.74; M35.4) наблюдалась вспышка балла М5.4.

Картина вспышечной активности кардинально изменилась с февраля 2011 г. Активная область южного полушария AR11158 (S19L036, Sp=620 м.д.п.; XRI=3.59; X12.2+M66.6) образовалась на видимом диске Солнца 11.02 и скорость всплытия магнитного потока была настолько велика, что уже 15 февраля площадь группы пятен стала большой (Sp?500 м.д.п.), а магнитная конфигурация стала предельно усложнённой. Результатом такого бурного развития стал период осуществления больших солнечных вспышек: 13 февраля активная область выдала первую большую вспышку балла M6.6/1N, а 15.02 первую в текущем цикле вспышку балла Х2.2. Всего же за 69 часов 13 – 16.02 активная область реализовала 2 большие и 5 вспышек средних баллов.
18.02 в центральной области северного полушария видимого диска Солнца образовалась группа пятен с очень быстрым развитием AR11162 (N18L336; XRI= 0.89; М36.6), в которой в тот же самый день за 11 часов произошло 3 вспышки балла М, среди которых была и большая – балла М6.6.

Следующий всплеск значимой вспышечной активности наступил уже в первой декаде марта, когда видимый диск Солнца проходили две большие и две группы пятен средней площади. Всплеск вспышечной активности связан с двумя группами пятен. Первая AR11165 (S22L181, Sp=420 м.д.п.; XRI=1.53; M65.3+C25), которая образовалась 26.02 в центральной зоне видимого диска и до 7 марта была небольшой спокойной группой пятен. Новый магнитный поток резко увеличил площадь пятен и привёл к тому, что 7 – 8 марта за 22 часа в активной области осуществились 6 значимых вспышек, среди которых была и большая балла М5.3. Вторая активная область AR11166 (N10L095, Sp=750; XRI=2.16; X11.5+M4+C24) вышла из-за восточного лимба 1 марта уже вполне сформировавшейся большой группой пятен, но до 8 марта сравнительно спокойной. 9 марта за 13 часов в ней произошло одна большая (Х1.5/2В) и две вспышки среднего бала. Следствием этих вспышек в околоземном космическом пространстве зарегистрирована умеренная магнитная буря.

Следующий период больших солнечных вспышек наступил в первой декаде августа 2011 года и связан с активными областями северного полушарии Солнца. AR11261 (N16L330, Sp=390 м.д.п.; XRI==2.71; M59.3+C36) вышла из-за восточного лимба 25 июля группой средней площади и всплытие нового магнитного потока в конце суток 28 июля привело к резкому увеличению числа пятен и значительному усложнению магнитной конфигурации. Это привело к осуществлению большой солнечной вспышки балла М9.3 30.07. Новый всплывающий магнитный поток привёл к реализации ещё одного периода осуществления больших солнечных вспышек 3 – 4 августа, когда за 23 часа в этой активной области произошли ещё две большие вспышки баллов М6.0/2В и М9.3/2В, возмущения от которых вызвали в околоземном космическом пространстве солнечное протонное событие 4 – 6 августа (S1) и большую магнитную бурю 5 – 7 августа (G4). Вторая группа пятен AR11263 (N17L301, Sp=720 м.д.п.; XRI=7.67; X16.9+M3+C33) к 7.08 выросла в категорию большой и 8 – 9 августа за 13 часов выдала одну, самую мощную вспышку текущего солнечного цикла балла Х6.9/2В и две вспышки среднего балла. От большой вспышки в околоземное космическое пространство пришли солнечные протоны с Е>10 МэВ, осуществив 9 августа солнечное протонное событие интенсивностью S1.

В сентябре 2011 года период осуществления больших солнечных вспышек связан с активной областью AR11283 (N12L227, Sp=230 м.д.п.; XRI= 5.60; X22.1+M5), которая вышла из-за восточного лимба в конце суток 29 августа группой пятен среднего размера и новый всплывающий магнитный поток появившийся 4 сентября снова отразился лишь в резком увеличении числа пятен и быстрым усложнением магнитной конфигурации. За 61 час 6 – 8 сентября активная область произвела четыре большие вспышки, в том числе 2 вспышки балла Х – Х2.1/2В (6.11) и Х1.8/3В (7.11). Возмущения от этих солнечных вспышек вызвали в околоземном космическом пространстве умеренную магнитную бурю 9 – 10 сентября, начавшуюся с прихода двойной межпланетной ударной волны, отразившихся в двух последовательных внезапных импульсах геомагнитного поля 9 сентября – SI/1243UT и SI/1250 UT.
Надо отметить, что вспышечный период начался 5 сентября, когда во вновь образованной на W57 небольшой группе пятен AR11286 (N20L304, Sp=080 м.д.п.; XRI= 0.60; M33.2) практически на самом западном лимбе Солнца произошли три вспышки среднего балла М.

21 сентября из-за восточного лимба Солнца вышла первая в текущем цикле очень большая группа пятен AR11302 (N13L280, Sp=1300 м.д.п.; XRI=8.73; X21.9+M17+С72), вспышечный потенциал которой оказался рекордным за время развития текущего цикла солнечной активности. Уже 22 сентября, прямо у восточного лимба начался период реализации вспышек большого и среднего балла: за 66 часов 22 – 25 сентября осуществились пять больших вспышек Х1.4/2N (22.9), Х1.9/2В, М7.1/1В и М5.4 (24.9), М7.4/2N (25.09). Несмотря на неудобное положение этих вспышек для влияния на окрестности Земли, условия распространения возмущений позволили им вызвать умеренную (26 – 27.09) и малую (28 – 29.09) магнитные бури в околоземном космическом пространстве.

Та же картина повторилась и в начале ноября 2011 г.: 30 октября в полном развитии на видимый диск Солнца вышла активная область AR11339 (N19L103, Sp=1540 м.д.п.; XRI=4.18; X11.9+M9+С38), в которой уже со 2 ноября начался период осуществления вспышек и за 59 часов 2 – 5.11 в ней произошли 1 большая (Х1.9/2В 3.11) и 5 вспышек среднего балла. После большой вспышки в околоземном космическом пространстве зарегистрировано малое протонное событие (3.6 p.f.u.).

Последнее в 2011 г малое (4 p.f.u.) протонное событие было отмечено в начале суток 26 декабря после вспышки балла М4.0/1N, которая произошла в только что образовавшейся группе пятен южного полушария.
13 января 2012 г. из-за восточного лимба появился долготный комплекс активных областей, образованный двумя группами пятен AR11401 (N15L212, Sp=540 м.д.п.; XRI=0.37; M31.7+С19) и AR11402 (N28L211, Sp=630 м.д.п.; XRI=2.89; X11.7+M28.7+С9). После очень длинной по времени (>6 часов) вспышки М3.2/2N 19 января в околоземном космическом пространстве 22.01 наблюдалась умеренная магнитная буря. Большая вспышка балла М8.7/2В 23.01 стала источником второго по интенсивности (6310 p.f.u. – S3) протонного события текущего солнечного цикла. И после следующей большой вспышки балла Х1.7/1F 27 января в околоземное пространство пришли солнечные протоны и зарегистрировано солнечное протонное событие интенсивностью 701 p.f.u. (S2). Необходимо отметить, что большинство протонных событий интенсивности S3 и S4 происходят во время вспышек, которые осуществляются в комплексах активных областей, конфигурация общего магнитного поля которых, по видимому, способствует обильному выходу солнечных протонов в межпланетное пространство.

Следующий и пока последний период очень высокой солнечной активности связан со следующим комплексом активных областей, образованный AR11429 (N18L301, Sp=1270 м.д.п.; XRI=11.92; X25.4+M148.4+С32), которая в полном расцвете сил вышла из-за восточного лимба в конце суток 1 марта и образовавшейся 4 марта уже на видимом диске Солнца AR114302 (N19L319, Sp=200 м.д.п.; XRI=1.3; X11.3+С3). Уже с 5 марта за 46 часов большая группа пятен произвела две большие вспышки балла Х и 10 вспышек балла М. Последней в этом вспышечном энерговыделении была двойная вспышка Х5.4+Х1.3, которая захватила оба компонента комплекса активных областей и стала источником самого большого по интенсивности (6530 p.f.u. – S3) протонного события текущего цикла СА. Кроме того быстрый корональный выброс вещества от этого вспышечного события 8 – 9.03 вызвал в околоземном космическом пространстве длительную большую магнитную бурю (Dst –139 nT). 9 – 10 марта в основном компоненте КАО за 38 часов осуществились две большие вспышки баллов М6.3 и М8.4. И, наконец, 13 марта на W59 осуществилась большая протонная вспышка балла М7.9 с потоком протонов в максимуме интенсивности 469 p.f.u. (S2).

Итак, в текущем 24 солнечном цикле за 3.5 года развития на Солнце произошло 30 больших солнечных вспышек, среди которых две вспышки с баллом
Х>5 и 10 вспышек с баллом Х?1.0. Основные характеристики больших вспышек по рентгеновскому баллу приведены таблице 2.






Начальный период развития текущего цикла, как и предыдущих двух, показал, что его высоту возможно спрогнозировать уже после 18 – 24 месяцев после его начала, когда кривая развития цикла определенно попадает в одно из семейств: высоких, средних или низких солнечных циклов. Среднесрочный прогноз солнечных активных явлений начавшегося цикла возможен только на основе общих свойств и статистических характеристик семейств солнечных циклов и носит описательный характер.

Из сказанного выше следует, что текущий цикл развивается по сценарию типичному для нормальных циклов СА. По этому сценарию наиболее мощные вспышечные события обычно происходят на фазе спада цикла и иногда на фазе роста.
Некоторые особенности развития последних трёх солнечных циклов солнечной активности и картина развития типичных для данного цикла активных областей подтверждают произошедшую смену режима генерации магнитных полей в конвективной зоне Солнца. Это привело к тому, что Солнце вступило в период малых и средних солнечных циклов СА, который может продлиться примерно 5 – 6 солнечных циклов (50 – 70 лет).
Следствием уменьшения количества АО будет рост количества корональных дыр, а значит и рекуррентных высокоскоростных потоков солнечного ветра, которые вызовут в ОКП относительный рост числа рекуррентных малых геомагнитных возмущений. А значительное снижение числа вспышечных событий приведет к уменьшению количества обычно более сильных спорадических геомагнитных возмущений и росту периодов спокойных геомагнитных условий.
Ослабление режима выноса солнечных магнитных полей привело к уменьшению зоны модуляции галактических космических лучей в межпланетном пространстве и значительному росту их интенсивности в ОКП и, соответственно, к росту радиационного фона на всем протяжении солнечного цикла, а не только в эпоху минимума. Спорадический нагрев земной атмосферы значимо уменьшился, что приводит к еще большему загрязнению ОКП (неблагоприятный режим очистки низких орбит от космического мусора) и другим, возможно, неблагоприятным последствиям.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Ishkov V.N., Properties and Surprises of Solar Activity XXIII Cycle // Sun and Geosphere, 2010; 5(2): 43-46 ISSN 1819-0839.
2. Ишков В.Н., Шибаев И.Г. 3. Livingston, W., Penn, M., Eos, Vol. 90, No. 30, 28 July 2009.
Livingston, W., Penn, M., http://solarcycle24com.proboards.com/index.cgi?board=general&action=display&thread=855&page=41
Ишков В.Н., Характеристики солнечной активности затяжной фазы минимума 23 – 24 солнечных циклов, // Сб. статей «Циклы активности на Солнце и звёздах», Астрономическое общество, Изд. ВВМ, 2009, с. 57 – 62.
Frohlich, C., // American Geophysical Union, Fall Meeting 2008, abstract #SH21C-05
Gibson, S. E., J. U. Kozyra, G. de Toma, et all // J. Geophys. Res., 114, A09105, 2009 doi:10.1029/2009JA014342
. Ebert, R. W.; McComas, D. J.; Elliott, H. A.; Forsyth, R. J.; Gosling, J. T. // Journal of Geophysical Research, Volume 114, Issue A1, 2009, CiteID A01109.
Harvey K.L., Recely F., Hirman J., Cohen N. // Solar-Terrestrial Prediction. V.5. P. 77 – 84.