In der vorliegenden Arbeit werden die allgemeinen Beziehungen abgeleitet, durch die die Abnahme der Sonnenflecken vom Mittelpunkt zum Rand der Sonnenscheibe mit Rücksicht auf die Verteilung der Sonnenflecken in heliographischen Breiten bestimmt wird, wobei drei verschiedene Methoden der Darstellung dieser Abnahme verwendet werden. Durch eine annähernde Berechnung wird gezeigt, dass alle drei Methoden praktische einen übereinstimmenden Verlauf der Abnahme ergeben, und dass die verschiedene Sonnenfleckenzahl in verschiedenen heliographischen Breiten praktisch keinen Enfluss auf den Verlauf der Abnahme der Sonnenflecken gegen den Sonnenrand ausübt. Die von Fr. Reggenhausen bestimmte Abnahme der Sonnenflecken gegen den Sonnenrand unterscheidet sich aus unbekannten Gründen wesentlich von den übrigen Bestimmungen und von unseren eigenen Resultaten.
The feasibility of using the new photoelectric magnetograph of the Ondřejov Observatory for measuring fast changes in the magnetic
and velocity fields of active regions is considered.
Large line-of-sight motions were found in growing and decaying
sunspots related with areas of magnetic field boundaries and
gradients.
The present paper investigates the statistical behaviour of the solar flares through cycle 21 (1976-1986). The total number of solar flares and the number of flares of various importance are given. The year of maximum of all events was 1980 with 10132 flares. The subflares háve had their maximum values in 1979 (9278 events)
and in 1980 (9273 events) while, the other flares reached the maximum two - three years later. The asymmetry A for subflares and importance 1 flares favour the Southern hemisphere (A= -2.8 and -0.9) but thal of importance >2, the northem hemisphere (A=
+3.6). The maximum number of flares with importance >2 (Fmax) in solar cycle 21 took place two years later than the maximum number of solar spots (Rmax) but Fmax in cycle 20 appeared one year before Rmax and for cycle 19 in the same year of Rmax.
The magnetic energy stored in the corona is the only plausible source for the energy released during huge solar flares. However, this stored magnetic energy cannot be released efficiently unless rapid magnetic reconnection occurs. The strongest evidence for reconnection comes from observations of the chrornospheric ribbons and the coronal loops which form afier fhe onset of the
flare. The ribbons and loops appear to propagate through the chromosphere and corona during the flare, but Doppler-shift measurements show conclusively that these apparent rnotions are not due to mass motions of the solar plasma. The motions can only be explained by the upward propagation of an energy source in the corona, and in th MHD-reconnection model of flares, the propagating energy source is an x-iine accompanied by slow-mode shocks. The upward motion of the x-line occurs because the enormous inertia of the photosphere immobilizes the photospheric footpoints oř the field lines which reconnect at the x-line.
A conference honored the late Prof. Zdeněk Švestka, one of the great defining personalities of twentieth-century solar physics. His main scientific interest focused on solar flares. During his year at Ondřejov, he became an expert in flare spectra. Later his interests extended into white-light flares, proton flares, and their radio signatures (type II and IV bursts), which were suggestive of shock-acceleration of particles. The conference, organized by the Astronomical Institute, took place on 23-27 June 2014 in Prague. Zdeněk Švestka, born on 30 September 1925 in Prague, passed away on 2 April 2013 in Bunschoten. and Petr Heinzel,Marian Karlický, František Fárník.
Sluneční erupce spojené s koronálními výrony hmoty jsou nejenergetičtějšími dynamickými procesy ve sluneční soustavě s dopadem na celou heliosféru, včetně Země a jejího blízkého kosmického okolí. Protože k uvolnění energie v erupcích dochází podle současných představ kaskádním procesem na mnoha škálách, je v tomto článku o numerickém modelování procesů ve slunečních erupcích uplatněno mnohoškálové hledisko: bude představen numerický MHD model erupce na globálních škálách (~10(8) m) i částicové modelování máloškálových (~10 m) plazmových procesů, které mají přímý vztah k disipaci magnetické energie v erupci, k formování svazků urychlenýchh částic a jejich následné termalizaci v bezesrážkovém erupčním plazmatu prostřednictvím vlnově-částicových interakcí., Marian Karlický, Miroslav Bárta., and Obsahuje seznam literatury
This Paper is a continuation of four proceeding lists, which contained flares observed at Ondřejov since 1948 up to the end of June, 1957. This list presents data abour 727 flares, associated 536 Mc/s outburst, and atmospheries observed and recorded during the I. G. Y. Curves of the H2 line-width changes for all these flares are plotted in Fig. 1-15.
Doc. RNDr. Zdeněk Švestka, DrSc., (1925) působil v letech 1948-1970 v Astronomickém ústavu v Ondřejově (později ústav ČSAV). od r. 1956 jako vedoucí slunečního oddělení. Po odchodu do exilu pracoval na vědeckých ústavech v Holandsku, SRN a USA, od roku 1977 v laboratoři Space Research Organization Netherlands (SRON) v Utrechtu. kde odešel do penze v roce 1990. Stále však ještě pracuje na částečný úvazek na University of Califormia v San Diegu. Patří k předním světovým odborníkům zejména ve výzkumu slunečních erupcí. Je nositelem ceny Guggenheimových za astronautiku (USA, 1968) a Nušlovy ceny České astronomické společnosti (2002), členem Mezinárodní astronautické akademie a čestným členem Učené společnosti České republiky. Je po něm pojmenována planetka č. 17805. and Jiří Grygar.