Слънчевата физика в България е млада област на българската наука. Макар че корените й се намират в първата половина на 20-ти век, нейното истинско развитие е свързано с последната четвърт на века. През 1894 г. професор Марин Бъчваров, първият професор по астрономия в Софийския университет “Св. Климент Охридски”, основава астрономическата обсерватория към университета. Основаването на тази малка обсерватория създава силен интерес към астрономията и допринася за развитието на тази наука в нашата страна. Първоначално астрономическата обсерватория е служела главно за астрономическото образование на студентите, но по-късно започват наблюдения на различни астрономически обекти и явления, част от които са наблюденията на слънчевите затъмнения и слънчевите петна.

Първите изследвания в областта на слънчевата астрономия са свързани с дейността на Ангел Бонов. А. Бонов извършва наблюдения на слънчевите петна, изучава различни параметри на активността на Слънцето и изследва цикличността на слънчевата активност. Като преподавател в катедрата по астрономия на физическия факултет в Софийския университет, той за първи път у нас въвежда курс по физика на Слънцето и слънчевата активност, който чете на студенти по физика, специализиращи астрономия.

През 1952 г. се създава Секцията по астрономия на Физическия институт при Българската академия на науките. През 1958 г. тя е отделена като самостоятелна секция на Българската академия на науките. В това ново звено на БАН по проблемите на Слънцето и слънчевата активност работят А. Бонов, М. Калинков, Д. Райкова и други сътрудници. Тяхната научна дейност е свързана както със статистически изследвания на слънчевата активност, така и с редица интересни изследвания на зелената коронална линия.

През 1977 г. Владимир Дерменджиев защитава на кандидатска дисертация на тема “Изследване на височината, хелиографското разпределение и циклите на активност на слънчевите протуберанси”, като първият специализант по Слънце в България. Същата година той постъпва като научен сътрудник в Секцията по астрономия при БАН. В. Н. Дерменджиев преминава едногодишна специализация по слънчева физика в Краков, Полша през 1980 г. и тримесечен специализиран курс в Мьодонската обсерватория в Париж, Франция през 1984 г. През 1985 г. той създава сектор “Слънце” в Секцията по астрономия, полагайки по този начин основите на системни и обширни изследвания по проблемите на слънчевата физика в нашата страна. Освен това В. Дерменджиев бе асоцииран преподавател по физика на Слънцето към катедрата по астрономия във физическия факултет на Софийския университет. Същевременно, ежегодно той бе ръководител на един или двама дипломанти по слънчева физика. Част от неговите специализанти работят в сектор “Слънце” в Института по астрономия, а друга част в различни народни астрономически обсерватории в България. Научно-изследователската дейност в сектор “Слънце” на Института по Астрономия към БАН се развива в три основни насоки: 1) Обработка на наблюдателен материал от астрономическите обсерватории в други страни, с помощта на автоматизираният микроденситометър Joyce Loebl в Националната астрономическа обсерватория – Рожен в Родопите; 2) Магнитохидродинамична интерпретация, моделиране и компютърно симулиране на явления на слънчева активност, протичащи в атмосферата на Слънцето; 3) Наблюдения в бялата светлина на проявите на слънчева активност.    Обработката на наблюдателния материал е свързана с активните двустранни сътрудничества на сектор “Слънце” с Мьодонската обсерватория в Париж и Института по астрофизика в Орсе във Франция, Астрономическата обсерватория на Вроцлавския университет в Полша, Астрономическата обсерватория в Ондржейов в Чехия, Астрономическия институт в Татранска Ломница в Словакия, Астрономическия институт в Букурещ в Румъния, ИЗМИРАН в Троицк, Русия и Астрономическата обсерватория на Истанбулския университет в Турция.    Една от основните насоки в научните изследвания на В. Н. Дерменджиев бе магнитохидродинамичното моделиране на различни прояви на активност, протичащи в атмосферата на Слънцето. Неговите изследвания в тази насока поставиха началото на слънчевата магнитохидродинамика (МХД) и плазмена физика в нашата страна. Теоретичната дейност в сектор “Слънце” е свързана с построяването на оригинални хидродинамични и МХД модели за изследване, чрез компютърни симулации на онези процеси, които допринасят за възникването на активни образувания в слънчевата атмосфера.    През 1992-1993 г. бе построена слънчевата станция на територията на Националната астрономическа обсерватория на Рожен в Родопите, разположена на 1750 м. надморска височина близо до границата на България и Гърция. Това е кула с 8-метров купол (фиг. 1), в която е монтиран 20 см хромосферен телескоп с H филтър и спектрограф. Предстои монтирането на 20-см Лио-коронограф за наблюдение на слънчевата корона и протуберансите. Ежедневни наблюдения на Слънцето в бялата светлина се провеждат в народните обсерватории в Смолян, Димитровград и Кърджали.    Приоритетна задача през последните години бе подготовката и провеждането на Националната програма за наблюдение на пълното слънчево затъмнение на 11 август 1999 г. Сектор “Слънце” участва в изпълнението на 5 наблюдателни програми, за изследване на слънчевата корона и протуберансите по време на пълното слънчево затъмнение. Тези наблюдателни програми бяха подготвени и изпълнени в рамките на двустранните сътрудничества с Централната лаборатория за слънчево-земни въздействия при БАН, физическия факултет на Софийския университет, ИЗМИРАН и ГАИШ в Русия и Астрономическата обсерватория на Вроцлавския университет, Полша. Всички наблюдателни програми бяха изпълнени успешно благодарение на добрите метеорологични условия, добрата подготвителна работа с екипите и добре организираните наблюдателни площадки.    Извън Института по Астрономия, изследвания по отделни проблеми на слънчевата физика се извършват в няколко други научни звена: Секцията по Слънчево-Земна физика на Централната Лаборатория по Слънчево-Земни Въздействия към БАН; Секцията по Йоносферна Плазмена Физика на Института по геофизика към БАН; Групата по плазмена астрофизика на физическия факултет при Софийския университет.

2.1 Слънчева активност    В ранния етап от съществуването на Секцията по астрономия към БАН единствените систематични изследвания по слънчева физика са тези на А. Бонов. Предмет на неговите изследвания е цикличността на петнообразувателната дейност на Слънцето. Освен тях, едни от първите изследвания по слънчева физика са посветени на поведението на зелената коронална линия 5303 A по наблюдения на обсерваториите Пик дю Миди, Ароса и Канцелхое (Kalinkov et Raikova, 1964; Raikova et Kalinkov, 1967a, b; Raikova, 1969), северно-южната асиметрия на монохроматичната слънчева корона (Kalinkov, 1962) и изменението на сплеснатоста на слънчевата корона в зависимост от положението на Юпитер и Сатурн (Kovachev, 1967). Едва след като В. Дерменджиев постъпва на работа в секцията по астрономия и особено след създаването на сектор “Слънце” в нея се оформят насоките на систематични научни изследвания на Слънцето.

2.1.1 Цикличност на петнообразувателната дейност на Слънцето.    Голяма част от изследванията на А. Бонов са посветени на цикличното поведение на слънчевите петна. Едни от най-важните резултати, получени от него са свързани с изследването на основните характеристики на 22-годишния цикъл на слънчевите петна. Бонов показа, че правилото на Гневишев-Ол, че всеки 22-годишен цикъл започва с четен цикъл, се потвърждава от продължителността на 22-годишния цикъл и промеждутъка между максимумите на 11-годишните цикли в двойката (Bonov, 1958). Освен това, той установи, че продължителността на 22-годишния цикъл от минимум до минимум положително корелира с интервала от време между максимумите на четния и нечетния цикъл.    При изследване на цикличност с промеждутъчна продължителност на активността на слънчевите петна Бонов (1977) показа, че 44-годишния цикъл на слънчева активност се установява при разглеждане на връзката между основните характеристики на съседните 22-годишни цикли. Той подсказа тясна връзка между сумите на времето за фазата на спада на 11-годишните цикли в първия и втория 22-годишен цикъл,съставящи един 44-годишен цикъл.    Важни резултати Бонов получава при изследване на вековия цикъл на слънчева активност. Вековия цикъл се проявява в изменението на различните характеристики на 22-годишните цикли (Бонов, 1964). При изучаване формата на цикличните криви на вековия цикъл Бонов установява линейни рекурентни зависимости между максималните числа на Волф в три последователни 11-годишни цикли (Бонов, 1969). Той определи 4 типа зависимости ( по две за четните и нечетните цикли).    Бонов (1957) установява 176-годишен цикъл (16 11-годишни цикли) на слънчева активност. В голям брой статии той изследва характеристиките на този свръхвекови цикъл. Такъв цикъл се проявява в изменението на характеристиките на двойките 11-годишни цикли: отношението от продължителността на фазата на ръста на четния и нечетен цикъл в съседните 22-годишни цикли (Бонов, 1957), отношението на продължителността на циклите четен-нечетен, в двойките цикли (Бонов, 1958). Бонов (1973) стига до извода, че 176-годишния цикъл е длъжен да започва с двойка четен-нечетен цикъл, а на границата му петнообразуването пада рязко.

2.1.2 Нов косвен индекс на слънчевата активност    Предложен бе нов индиректен индекс на слънчевата активност (СА) с име “Микрозоналност на луминисценцията на пещерни натеци”, за чиято регистриране бе разработен метод на Лазерния Луминисцентен Микрозонален (ЛЛМЗ) Анализ (Shopov, 1987; Shopov et al., 1988). Разработен бе метод за трансформиране на денситограмите на интензитета на луминисценцията във временни редове (Shopov and Dermendjiev, 1990), както и метод за датиране (Shopov, Dermendjiev and Buyukliev, 1991; Dermendjiev et al., 1994d). Полученият временен ред обхваща 22000 години. Неговата разделителна способност е 5 стъпки за година и позволява да бъде получена информация за свойствата на отделните 11-годишни цикли в миналото (фази, периоди, епохи на минимуми и максимуми). Това е от особено важно значение относно механизма на генериране на слънчевото магнитно поле (Dermendjiev, Buyukliev and Shopov, 1991).

2.1.3 Активност на слънчевите протуберанси (влакна)    Тънка структура на зоната на активност на слънчевите влакна. С помощта на честотно-временен спектрален анализ бе изследвана късопериодичната цикличност на пулсациите във временните редове на Мьодонския индекс на активност на слънчевите влакна за 5-ви зони по хелиографска ширина (Dermendjiev, 1980a, b). Разгледан е интервалът от време 1938-1957 г., обхващащ 261 слънчеви ротации. Резултатите показват, че по своите високочестотни характеристики активността на влакната в екваториалните зони се отличава съществено от тези в полярните зони.

Проблемът за вторичната полярна зона на слънчевите протуберанси.

Този проблем е тясно свързан с проблема за глобалния цикъл и миграцията на фоновото магнитно поле. Изследвано е разпределението по време и по хелиографска ширина на броя и площта на полярните протуберанси, наблюдавани в короналната станция Ломницки Щит, Словакия в периода 1967-1990 г. (Dermendjiev et al., 1993a, 1994c). Изследваният период обхваща част от цикъл 20, цикъл 21 и възходящия клон на цикъл 22. Резултатите показват, че втора полярна зона на протуберансите се формира по време на нарастване на активността в една от двете полусфери на Слънцето в отделните цикли. Оценката на времето на поява на вторичния клон 1.5-2.5 години след първия клон е много близка до периода на наблюдаваното двукратно обръщане на полярността на околополюсното магнитно поле на Слънцето.

Протуберансовата активност в цикъл 22.

Изследвана е активността на протуберансите във възходящия клон на цикъл 22 и е сравнена с тази във възходящия клон на предходния цикъл 21 (Dermendjiev, Stavrev and Andreeva, 1992). Интересът към това изследване е предизвикан от факта, че за цикъл 22 се нарушава правилото на Гневишев-Ол за редуване на нечетен цикъл с по-висока амплитуда с четен цикъл с по-ниска амплитуда.

Временно разпределение на дългоживущите влакна в периода 1931-1987 г.

Изследвани са дългоживущите (2 и повече слънчеви ротации) влакна от Мьодонските каталози на слънчевите влакна за периода 1931-1987 г. (Duhlev, 1992). Анализирано е поведението на броя на влакната и тяхното разпределение по време на живот с фазата на 11-годишните слънчевите цикли, в рамките на разглеждания период. От гледна точка на влакната като трасери магнитното поле, изплувало на слънчевата повърхност, получените резултати са в съгласие с хипотезата на Yoshimura (1983) за изплуването на дребномащабни магнитни въжета от главната тръба на магнитния поток, създадена от динамо механизма в конвективната зона.

Поведение на височината на протуберансите с цикъла на слънчевата активност.

Изследвано е поведението на височината на протуберансите с времето по наблюдателен материал от Мьодонските каталози на слънчевите влакна за периода 1945-1965 г. (Dermendjiev, 1977). Получените резултати показват, че височината на протуберансите на показва зависимост с 11-годишния цикъл, а по-скоро тенденция на изменение с 22-годишния цикъл на слънчева активност. Въз основа на обширен наблюдателен материал за спокойни протуберанси, наблюдавани в короналната станция Ломницки Щит в периода 1967-1986 г, бе проведено аналогично изследване на тяхната височина. Резултатите показват, че за къси интервали от време (няколко години) височината на протуберансите не зависи от времето, но показва зависимост от фазата на слънчевия цикъл. Освен това, изменението на височината на полярните протуберанси с фазата на цикъла е по-силно изразено, отколкото това на протуберансите в главната зона на Слънцето.

   2.1.4 Разпределение и едромащабни движения на слънчевите влакна

В тази насока бе работено по два проблема. Анализирана бе северно-южната (N-S) асиметрия на дългоживущите влакна (2 и повече слънчеви ротации) от Мьодонските каталози на слънчевите влакна за периода 1919-1989 г. Временните редове на N-S асиметрия на влакната бяха изследвани посредством честотно-временен спектрален анализ (Duchlev and Dermendjiev, 1996). Получени бяха два статистически значими периода от 35 и 11.7 години. За оценка на дълговременното изменение на N-S асиметрия на влакната бе използван метод на кумулативните стойности (Duchlev, 2001a). Определеният дълговременен период от 11 слънчеви цикъла може да се счита за достатъчно добра оценка, тъй като е близък до периода, определен от Verma (1992) чрез спектрален анализ на дълъг временен ред на N-S асиметрията на слънчевата активност.    Вторият проблем свързан с едромащабните движения на слънчевите влакна, разглеждани като подходящи трасери както на едромащабното фоново магнитно поле, така и на глобалната подфотосферна циркулация на Слънцето. В рамките на този проблем са изследвани дългоживущите влакна, публикувани в Cartes synoptique de la chromosphere solaire et catalogues des filaments на обсерваторията Мьодон за периода 1931-1963 г., използувайки ги в качеството на трасери на глобалната зонална и меридионална циркулация на Слънцето (Dermendjiev, Duchlev and Velkov, 1989a). Резултатите от това изследване показват, че дългоживущите влакна трасират определена едромащабна надлъжна циркулация. Това отчасти може да бъде обяснено с диференциалното въртене на Слънцето, но твърде вероятно е то да загатва за някакъв основен процес, поддържащ слънчевия цикъл. Изследвано е също движението по хелиографска ширина и дължина на дългоживущите влакна (Duchlev, Dermendjiev and Velkov, 1993). Резултатите показват последователни ускорявания и забавяния при преместването на влакната. Такова движение по хелиографска дължина може да бъде обяснено, ако се допусне, че влакната при движението си към полюса последователно преминават през бързи и бавни зони на торзионни осцилации.

2.1.6 Физика на слънчевите протуберанси.

Извършени са голям брой изследвания по различни аспекти на физиката на протуберансите. Почти всички изследвания в тази насока са направени в рамките на двустранните сътрудничества с институти и обсерватории от други страни.

Морфология и геометрични характеристики на спокойните протуберанси. Изследвана е морфологията и геометрията на спокойните протуберанси, регистрирани върху H и K3 спектрохелиограми направени в Мьодонската обсерватория в периода 1991-1992 г. Определени са две основни геометрични характеристики (дължината на протуберансите и тяхната височина над лимба) на три характерни морфологични типа протуберанси – купол, арка и шлем (Duchlev, Mouradian and Dermendjiev, 1994), както и някои статистически връзки между тях. Анализирани са морфологичните особености на куполите, арките и шлемовете и връзката им с двата основни типа конфигурации на магнитното поле на протуберанс – нормална и инверсна (Duchlev and Dermendjiev, 1998).

Структура и динамика на слънчевите протуберанси.

Проблемът за тънката структура, вътрешните движения и осцилациите на ппротуберансите е обект на настоящи и бъдещи изследвания. Въз основа на наблюдателен материал на Астрономическия институт във Вроцлав бяха изследвани структурата, вътрешните движения и осцилациите на спокойни протуберанси (Petrov, Dermendjiev and Rompolt, 1998; Dermendjiev et al., 1998a; Rudawi and Madjarska, 1998; Dechev et al., 1999), както и морфологията и динамиката на еруптивен протуберанс (Rudawi et al., 1998), наблюдаван на20 юни 1994 г.

Внезапно изчезване на протуберанси и тяхната ерупция.

Изследването на процесите, водещи до внезапно изчезване и ерупцията на спокоен протуберанс е особено важен проблем за слънчевата магнитохидродинамика. Този проблем е тясно свързан с редица фундаментални проблеми на плазмената физика и физиката на слънчево-земните връзки.   Изследвани са три случая на внезапно изчезване на спокоен протуберанс (Madjarska et al., 1996; 1998; Schmieder et al., 2000). Разгледани са някои физични механизми, водещи до внезапното изчезване на протуберансите (Dermendjiev et al., 1995; Nenovski et al., 1998, 2000).    Важна част от изследванията е спектралната диагностика на плазмата на протуберансите. За тази цел се изследват основните физични характеристики на протуберансовата плазма преди и по време на ерупцията по наблюдения на SUMER, CDS и EIT/SOHO на спокойни и еруптивни протуберанси (Madjarska et al., 1999, 2000; Teriaca, Madjarska and Doyle, 2000).    Работата в тази насока продължава с подбор на подходящ наблюдателен материал от инструментите SUMER, CDS и EIT/SOHO за спокойни и еруптивни протуберанси.

2.1.7 Слаба H-alpha емисия в слънчевата корона.

Работата по този проблем е свързана с слабата H емисия в слънчевата корона, регистрирана в обсерваторията Пик дю Миди (Leroy, 1972). Морфологията на обектите на слабата H-alpha емисия бе изследвана, въз основа на микроденситометричен анализ на наблюдателния материал. Направена бе класификация на тези обекти. Извършено бе обширно изследване на връзката на слабата H-alpha емисия със спокойните протуберанси, активните области и емисионната корона (Dermendjiev et al., 1994a, b). Направен бе детайлен анализ на тази емисия и асоциираните протуберанси (Duchlev, 2001b). Установено бе, че по-голямата част от обектите на слабата H-alpha емисия са разположени в близката околност на спокойните протуберанси, което подсказва, че конфигурацията на магнитното поле на протуберансите играе съществена роля при формирането на тази емисия в слънчевата корона.

2.1.8 Слънчевата корона в зелената коронална линия

По наблюдения на зелената коронална линия (530.3 nm) на FeXIV в короналната станция Ломницки Щит, Словакия бяха извършени серия от изследвания. Една от целите бе определянето на основните физически параметри на короналната плазма (температура, електронна концентрация, турбулентна скорост). Оценки не тези параметри бяха получени по наблюденията на зелената коронална линия (Rybansky et al., 1986a, b). По серия от спектрални наблюдения на зелената емисионна линия бяха регистрирани краткопериодични осцилации на зелената емисионна корона (Dermendjiev et al., 1986; Dermendjiev, 1991). Определени бяха ротационните характеристики на зелената корона (Dermendjiev et al., 1990a), като особено внимание бе обърнато на възможно най-късите циклични вариации във временните редове на короналния индекс.

2.2 Пълни слънчеви затъмнения

Пълните слънчеви затъмнения в краткия момент, когато лунният диск закрие ярката слънчева фотосфера, предлагат за наземните наблюдатели в ивицата на пълната сянка, рядка възможност да изследват слабоизлъчващата слънчева корона и активните образувания в нея.    В Институтите на Българската академия на науките има добри традиции в подготовката и осъществяването на разнородно координирани наблюдателни програми по време на затъмнения. Един от първите изследователи в нашата страна е професор Р. Андрейчин, който проведе на 9 юни 1945 г. фотометрични наблюдения на частично слънчево затъмнение със специално конструирана за целта приемна апаратура. Няколко години по-късно наблюдателни екипи от Институтите на БАН, Софийския университет “Св. Климент Охридски” и Медицинска академия участваха по време на пълното затъмнение на 15 февруари 1961 г. Те проведоха разнообразна изследователска програма: от чисто астрономически до биологически измервания и наблюдения.    Силен интерес от страна на българските учени от различни институти на БАН, висшите учебни заведения и народните обсерватории бе проявен към пълното слънчево затъмнение на 11 август 1999 г. България имаше това предимство, че с най-голяма вероятност можеше да се очаква през месец август 1999 г. ясно време. Резултатите от статистическите анализи по налични метеорологични данни (за период от 30 години) от четири метеорологични станции, разположени на ивицата на пълната сянка, подкрепиха очакванията за безоблачен 11 август 1999 г. Тази прогноза бе предпоставка за основаването на Национален комитет за координиране на широка и разнообразна програма за наблюдение на пълното слънчево затъмнение. Наблюдателната програма бе осъществена на площадката край Шабла, на брега на Черно море. В нея участваха и чуждестранни научно-изследователски екипи от Астрономическата обсерватория на Вроцлавския университет в Полша, ИЗМИРАН и ГАИШ в Русия, Лабораторията “Ръдърфорд” в Англия.

Пълното слънчево затъмнение на 15 февруари 1961 г.

Ивицата на пълната сянка на Луната при това затъмнение пресече централната част на територията на България. В наблюдателните програми участваха научни сътрудници от секцията по астрономия на БАН, както и екипи от института “Х. Херц” в Германия, Унгарската академия на науките, Краковската обсерватория, Съветския съюз и Чехословакия.    Основната цел на наблюдателните екипи бе регистриране на слънчевата корона, кинематографиране на затъмнението и изследване на явлението бягащи сянки. Влошаване на метеорологичните условия не позволи да се проведат наземни наблюдения на слънчевата корона. Успешни фотографии на короната бяха направени от борда на самолет. Активно участие в подготовката и реализирането на наблюденията от самолет взе професор М. Калинков от секцията по астрономия на БАН. Наблюдателната програма бе реализирана успешно и участващите екипи успяха да получат 12 висококачествени фотографии на слънчевата корона и около 70 фотографии на лунната сянка върху облачната покривка на Земята. На обработка и анализ бяха подложени 5 негативни изображения на слънчевата корона, направени с фотоапарат Exacta-Varex от професор М. Калинков. Обработени бяха и 7 фотоплаки Agfa Mikro-Platten Hochotrochromatisch със заснетата корона по време на пълната фаза на затъмнението, направени от В. Кусев и А. Младенов от Физичския институт на БАН.    Фотоплаките и фотонегативния филм бяха сканирани на автоматичния микроденситометър Joyce Loebl в Националната астрономическа обсерватория – Рожен. Получени бяха двумерни матрични записи на целия наблюдателен материал. След допълнителна обработка на компютърните изображения бяха получени изображения на фината структура и карти на еквиденситите на слънчевата корона. Картите на еквиденситите бяха използвани за определяне на сплеснатостта на слънчевата корона и нейната корелация с 11-годишния цикъл на слънчева активност.    Изследванията по този наблюдателен материал продължават и днес. За нас те са една добра възможност за уточняване на задачите, свързани с наблюдателния материал, получен от пълното слънчево затъмнение на 11 август 1999 г.

Пълното слънчево затъмнение на 11 август 1999 г.

Пълната сянка на Луната пресече Северо-Източната част (Добруджа) на България. Нейната централната линия навлезе в България в 11:09 UT (14:09 местно време) близо до град Силистра и напусна страната близо до град Шабла, на брега на Черно море. Продължителността на затъмнението по централната линия бе 2 m 22 s.    Подготовката за затъмнението и наблюдателните програми бяха координирани от Национален комитет за пълното слънчево затъмнение. Председател на този комитет беше академик Д. Мишев, директор на Централната лаборатория по Слънчево-Земни въздействия, а секретар – професор В. Дерменджиев, научен секретар на Института по астрономия и ръководител на сектор “Слънце”. Основната цел на Комитета бе подбора и включването в Национална програма за пълното слънчево затъмнение на детайлни и многостранни изследвания на системата Слънце-Земя, в рамките на съвместни проекти между институтите на Българската академия на науките, Софийския университет и Народните астрономически обсерватории с Планетариум. Националният комитет бе подпомогнат както от сътрудничеството с институти и обсерватории от други страни, така и от последвалите препоръки на JOSO и IAU. Комитетът подпомогна чуждестранните екипи от професионалисти и любители астрономи да проведат свои собствени наблюдателни програми за затъмнението в България. Подготвените програми за пълното слънчево затъмнение бяха представени и дискутирани в три последователни годишни сесии на работна група 7 на JOSO (Dermendjiev and Mishev, 1997; Dermendvjiev et al., 1998b; Dermendjiev and Mishev, 1999).    В съответствие с подготвителната работа и изследването на наблюдателните места екипите за изследване на затъмнението бяха разположени на следните места: нос Шабла, къмпинг “Добруджа” (близо до град Шабла), село Камен бряг, село Генерал Тошево, село Равнец, село Ветрен, град Силистра и резервата “Сребърна”. Основните екипи бяха разположени на нос Шабла и къмпинг “Добруджа”.    В съответствие с Националната програма за пълното слънчево затъмнение бяха проведени 11 научни-изследователски програми. Програмите, в техните два аспекта – хелиофизичен и слънчево-земни въздействия.    Пет от научните програми са свързани с изследването на короната по време на пълното слънчево затъмнение.

1. Регистриране на бързи изменения в интензитета на К-короната с координатори К. Филипс от Лабораторията “Ръдърфорд”, Англия и П. Рудави от Астрономическия институт на Вроцлавския университет, Полша. Астрономическия институт на БАН подпомогна реализирането на тази програма в рамките на съвместното сътрудничество с АИ на Вроцлавския университет. Наблюденията бяха направени с SESCIS (Solar Eclipse Corona Imaging System), комплектован с високо прецизен хелиостат, изработен в Астрономическия институт на Вроцлавския университет. Тази програма е тясно свързана с физическия механизъм за нагряването на слънчевата корона.
2. Регистриране на емисионни линии с ниско възбуждане в слънчевата корона с координатори В. Дерменджиев от Института по астрономия и И. Илиев от Централната лаборатория по Слънчево-Земни въздействия на БАН. Целта на програмата е регистриране на короналния спектър в спектралния диапазон 380-460 nm от избрана дребномащабна област (2.6″ x 2.6″ arcsec) в северо-западния сектор на короната на разстояние 0.86 Rq. Целта на този експеримент е регистрирането на хромосфероподобна или относително “хладна” плазма в слънчевата корона.
3. Регистриране на външната граница на безпраховата зона на слънчевата корона с координатори Р. Гуляев, ИЗМИРАН, Русия и В. Дерменджиев от Института по астрономия, БАН. Целта на програмата е регистриране на резонансното светене на CaII K в короната на Слънцето до разстояния 12 Rq и определяне на граничния слой между праховата и безпраховата корона.
4. Поляриметрични изследвания на слънчевата корона с координатори В. Попов, ГАИШ, МГУ, Русия и Л. Старкова, ИЗМИРАН, Русия. Целта на програмата е изследване на поляризираното изображение на квазибялата слънчева корона на разстояния до 2 Rq и определяне на пространствените и времеви вариации на степента и направлението на поляризация в синия и червения диапазон на електромагнитния спектър.
5. Фотографско изследване на слънчевата корона и протуберансите с кординатори Я. Шопов от физическия факултет на Софийския университет и Д. Кокотенеков от Народната обсерватория с Планетариум, Димитровград. Тази програма за координирани фотографски наблюдения включи около 160 наблюдатели с 80 телескопа и бе проведена от 8 наблюдателни площадки. Основните цели са две: регистриране на слънчевата корона в близката ултравиолетова, видимата и близката инфрачервена област на електромагнитния спектър и иазследване на спокойните протуберанси и короналните празнини над тях.

Шест от научните програми са свързани с експерименти посветени на изследването на слънчево-земните въздействия.

1. Спектрални компоненти и колорометрични характерни изменения в слънчевото излъчване с координатори Д. Мишев и А. Крумов от Лабораторията за Слънчево-Земни въздействия, БАН.
2. Изследване на видимото и инфрачервеното атмосферно излъчване с координатор В. Цанев от Института по електроника, БАН.
3. Изследване на йоносферната реакция с координатор И. Кутиев от Геофизичен институт, БАН.
4. Изследване на явлението “Бягащи сенки” с координатори Д. Мишев и Д. Крежова от Лабораторията за Слънчево-Земни въздействия, БАН.
5. Изследване на условията на атмосферата и характеристиката на излъчване на земната повърхност с координатор В. Шаров от Националния институт по хидрология и метеорология, БАН.
6. Влиянието на пълното слънчево затъмнение върху някои физиологични фактори с координатор И. Стоилова от Лабораторията за Слънчево-Земни въздействия, БАН.

Всички наблюдателни програми бяха изпълнени успешно благодарение на добрите метеорологични условия, добрата подготвителна работа с екипите и добре организираните наблюдателни площадки. Полученият оригинален наблюдателен материал се обработва и анализира. Първичните резултати са докладвани на Шестата национална конференция по Слънчево-Земни въздействия и Годишното съвещание на JOSO. Предстои обаче продължителна и многостранна изследователска работа в тясно сътрудничество с досегашните ни партньори.

2.3 Теоретични изследвания

Теоретичните изследвания са свързани с научни задачи, посветени на компютърното симулиране на възникването и развитието на конкретни типове активни образувания – от дребномащабните хромосферни образувания до струи от хромосферна плазма в слънчевата атмосфера. Основната част от теоретичните изследвания са върху слънчевата корона и протуберансите. Тези изследвания се развиват в три основни направления: 1) изследване на обмена на маса между спокойните протуберанси и короната; 2) тримерно моделиране на активни образувания; 3) изследване на процесите, водещи до внезапно изчезване на протуберанс.    Процесите, предхождащи възникването на активни образувания, са предимно процеси на пренасяне и превръщане на магнитната енергия в топлинна и кинетична енергия на слънчевата плазма. Изследвани са ефектите от нарастването на магнитната енергия в област със сравнително силно локално магнитно поле чрез двумерна хидромагнитна компютърна симулация на нарастване на магнитната енергия в хомогенна плазмена среда (Dermendjiev, 1983, 1984a; Dermendjiev and Buyukliev, 1987), както и динамичната реакция на хромосферната и коронална плазма над нея. Изследван е процесът на локално усилване на магнитното поле в “изпаряваща се” хромосферна плазма (Dermendjiev et al., 1984b).    Изследвана е природата на елементарните еруптивни явления, които не са от най-типичните прояви на слънчевата активност. Тяхната морфология не е сложна, което ги прави подходящи за изучаване на основните физически процеси, водещи до възникване на тези образувания. Дерменджиев (1984b) подсказа, че образуването на елементарните еруптивни явления е свързано със зараждането под фотосферата на краткотрайни, съществено неравновесни МХД вихрови структури, подобни на динамически стабилните токови влакна.    Наблюденията с висока разделителна способност показват, че фотосферните ярки точки се асоциират с дремномащабно магнитно поле с индукция от прядъка на 1000 Гс. Дерменджиев (1985) изследва възможността завъзникването на силно дребномащабно магнитно поле в и непосредствено под фотосферата по време на формирането на краткоживущи, съществено нестабилни МХД вихри. С помощта на двумерен МХД модел е изследвана динамичната реакция на фотосферата при изплуването на надлъжното магнитно поле на такъв краткотраен вихър.    Част от теоретичните изследвания на В. Дерменджиев са посветени на физическите механизми, които водят до възникване и развитие на възвратни протуберанси (ВП). Предложен бе хидродинамичен модел на ВП (Dermnedjiev, 1981). Разработе бе едномерен модел на ВП, при който енергия на изплуващо в слънчевата хромосфера магнитно поле с диполна конфигурация се трансформира директно в кинетична енергия на ВП (Dermnedjiev, 1982; Dermnedjiev et al., 1985). Създаден бе двумерен МХД модел на ВП (Dermendjiev and Buyukliev, 1987; Dermendjiev, Buyukliev and Stavrev 1989). Изследвано е движението на симулирани струи на ВП по техните траектории. Дерменджиев показа, че под действието на пулсации, генерирани от напречния на движението градиент на налягането, струята ще се разширява и закривява колимиращата протуберансите тръба на локалния магнитен поток (Dermendjiev, 1990). Дребномащабните динамични плазмени структури във възвратна струя са изследвани (Dermnedviev, 1992; Dermendjiev et al., 1992d, 1994g) въз основа на тънка възвратна струя, наблюдавана на 22 май 1989 г. (Okten and Cakmak, 1990). Разгледани са възможните физически процеси, които биха довели до ускоряването на дребномащабните “възли” и “ядки” в плазмените струи. Направена е оценка за влиянието върху ъях на осцилациите на направляващото магнитно поле.    Предмет на теоретично изследване е проблемът за обмен на маса между спокойни протуберанси и короната. Предложена бе МХД интерпретация на слабото изтичане на протуберансова плазма в слънчевата корона (Rusin, Rybansky, Dermnedjiev, Buyukliev, 1989; Rusin, Dermendjiev, Rybansky, Buyukliev, 1990) по наблюдения на короналната станция Ломницки Щит в Словакия.    Въз основа на обширно изследване на слабата коронална H емисия, наблюдавана често в околността на протуберанси (Dermendjiev et al., 1994b) бе разгледан физически процес на нестабилност в короналната плазма, в който участието на локалното магнитно поле, трасирано от протуберанса, играе съществена роля (Dermendjiev et al., 1994a, Dermendjiev, Mouradian and Leroy, 1994). Показано бе, че обектите на слаба H емисия могат да бъдат разглеждани като резултат от протичането на процес на нестабилност в короналната плазма в присъствието на магнитно поле и вълни, пренасящи негативна енергия.

Изследвания по слънчева физика се провеждат в някои други научни звена в България. По отделни научни проблеми сектор “Слънце” от Института по астрономия работи в тесни контакти с учени от тези звена.    Секцията по слънчево-земна физика на Централната лаборатория Слънчево-Земни въздействия към БАН. Секцията се ръководи от професор П. Велинов.    Секцията по йоносферна плазмена физика на Института по Геофизика към БАН. Секцията се ръководи от д-р П. Неновски .    Групата по плазмена астрофизика на физическия факултет при Софийския университе “Св. Климент Охридски”. Групата се ръководи от професор И. Желязков.

1. Bonov, A.: 1957, Soln. Dan., No. 3, 110.
2. Bonov, A.: 1958, Bull.Vses.Astron. Geodez. Obs., No. 21
3. Bonov, A.: 1964, Soln. Dan., No. 3, 67.
4. Bonov, A.: 1969, Soln. Dan., No. 2, 93.
5. Bonov, A.: 1973, Bull. sec. astron. Bulg.Acad. Sci, vol. 16, 15.
6. Bonov, A.: 1977, Soln. Dan., No. 2, 66.
7. Dermendjiev, V. N.: 1980a, Soln. Dan. No. 9, 81.
8. Dermendjiev, V. N.: 1980b, Soln. Dan. No. 11, 89.
9. Dermendjiev, V. N.: 1981, Compt. Rend. del’Acad. bulgare des Sci., No. 7, 34, 915.
10. Dermendjiev, V. N.: 1982, Compt. Rend. del’Acad. bulgare des Sci., 35, No. 6, 713.
11. Dermendjiev, V. N.: 1983, Publ. of Debrecen Heliophys. Obs. 5, 475.
12. Dermendjiev, V. N.: 1984а, Comptes rendus de l’Acad. Bulg. Sci. 37, ?1, 7.
13. Dermendjiev, V. N.: 1984b, Proc. Int. Conf. on Computer Based Sci. Res.. vol. II, Plovdiv, October 15-20, 540.
14. Dermendjiev, V. N.: 1985, in High Resolution in Solar Physics, R. Muller (ed.), Lecture Notes in Physics 233, Springer-Verlag, 236.
15. Dermendjiev, V. N.: 1990, in “Basic Plasma Processes on the Sun”, E. Priest, V. Krisman (eds.), D. Riedel P. C., 312.
16. Dermendjiev, V. N.: 1991, ” Heiht-Dependent Short-Period Oscillation in the FeXIV (530.3 nm) Solar Corona Above a Sunspot Group Crossing the Limb”, in P. Ulmschneider, E. Prist and R. Rosnen (eds.), Mechanisms of Chromospheric and Coronal Heating, Springer-Verlag, p.33.
17. Dermendjiev, V. N.: 1992, in L. Dame, T.-D. Guyenne (eds.), Solar Physics and Astrophysics at Interferometric Resolution, ESA Publ. Division, Estec, p. 149.
18. Dermendjiev, V. N.: 1999, JOSO Activity Report 1999 – Bulgaria, JOSO – Annual Report, vol. 29, 21.
19. Dermendjiev, V. N., Buyukliev, G.: 1987, in L. Hejna and M. Sobotka (eds.) “The Sun” Proc. of 10th European Regional Astron. Meeting of the IAU Praha, p.113.
20. Dermendjiev, V. N., Buyukliev, G., Shopov, Y.: 1991, in “I. Tuominen, D. Moss and G. Ridiger (eds.), Proc. of IAU Coll. No 130 “The Sun and the Cool Stars: activity, magnetism, dynamo”, Springer-Verlag, 268.
21. Dermendjiev, V. N., Buyukliev, G., Stavrev, K.:1989, Astrophys. Investigations 5, 118.
22. Dermendjiev, V. N., Detchev, M., Petrov, N. and Rompolt, B.: 1998a, in A. Antalova, H. Balthassar and A. Kucera (eds) JOSO Annual Report., p.122.
23. Dermendjiev, V. N., Mishev, D.: 1997 in Schmieder, J. C. del Toro Inniesta and M. Vazquez (eds.), Astronomical Society of the Pacific Conf. Series, vol. 118, p. 406.
24. Dermendjiev, V. N., Mishev, D.: 1999, “1999 in G. Poletto, B. Shmieder (eds.), ESA Publ. Series ESA SP-448.
25. Dermendjiev, V. N., Mishev, D. N., Tsanev, V., Popov, G.:1998b, in C. Alissandrakis and B. Schmieder (eds.) 2nd Advance in Solar Physics Euroconference “Three-Dimentional Structures of Solar Active Regions”, A.S.P. Conf. Series, vol. 115, p. 403.
26. Dermendjiev, V. N., Duchlev, P. I., Mouradian, Z., Leroy, J.-L.: 1994a, in V. Rusin, P. Heinzel & J.-C. Vial (eds.), IAU Colloq. 144 “Solar Coronal structure”, VEDA Publ. Co Bratislava, p. 339.
27. Dermendjiev, V. N., Duchlev, P., Velkov, K.: 1990, Hvar Obs. Bull. 13, 421.
28. Dermendjiev, V. N., Mouradian, Z., Duchlev, P. I., Leroy, J.-L.: 1994b, Solar Phys. 149, 267.
29. Dermendjiev, V. N., Mouradian, Z., Leroy, J.-L.: 1994, Compt Rendue de L’Acad. Bulg. des Sci., 47, ? 7, 5.
30. Dermendjiev, V. N., Mouradian, Z., Nenovski, P., Madjarska, M. S.: 1995, JOSO Annual Report 1994, p. 179.
31. Dermendjiev, V. N., Okten, A., Madjarska, M. S.: 1994, in V. Rusin, P. Heinzel & J.-C. Vial (eds.), IAU Colloq. 144 “Solar Coronal structure”, VEDA Publ. Co. Bratislava, p. 369.
32. Dermendjiev, V. N., Rybansky, M., Rusin, V., Buyukliev, G., Zlateva, E.: 1986, “On the Short Period Oscillation of 530.3 nm Coronal Line”, Conf. Of the Astron. Obs. Scalnate Pleso, 15, 429.
33. Dermendjiev, V. N., Shopov, Y., Buyukliev, G.: 1994, Pact 45-7, 307.
34. Dermendjiev, V. N., Stavrev, K. Y., Andreeva, P.: 1992, Solar Phys. 138, 415.
35. Dermendjiev, V. N., Stavrev, K. Y., Rusin, V., Rybansky, M.: 1994c, Astron. Astrophys. 281, 241
36. Dermendjiev, V., Okten, A., Buyukliev, G.: 1992d, Compt Rendue de L’Acad. Bulg. des Sci., 45, ?9, 5.
37. Dermendjiev, V., Rusin, V., Rybansky, M., Buyukliev, G.: 1990a, “Latitude-Time Dependence of the 530.3 nm Solar Corona Rotational Characteristics over Cycle 21”, in “The Dynamic Sun”. Proc. of the 6th European Meeting on Solar Phys., L. Dezso (ed.), 54.
38. Dermendjiev, V., Stavrev, K., Rusin, V., Rybansky, M.: 1993a, Contr. Astron. Obs. Scalnate Pleso, 23, 118.
39. Dermnedjiev, V. N.: 1977, Astrophysical Investigations, 2, 8.
40. Detchev, M., V. N. Dermendjiev, N. Petrov, B. Rompolt: 1999, in G. Poletto, B. Shmieder (eds.), ESA Publ. Series ESA SP-448.
41. Duchlev, P. I., Dermendjiev, V. N.: 1998, Compt. Rendus de l’Acad. Bulgare de Sci. 52, No. 11-12, 5.
42. Duchlev, P., Dermendjiev, V. N., Velkov, K.: 1993, Compt Rendue de L’Acad. Bulg. des Sci., 46, ?1, 5.
43. Duchlev, P., Dermendjiev, V., Velkov, K. and Rusin, V.: 1989, Bull. Astrn. Inst. Czechosl. 40, 109.
44. Duchlev, P., Mouradian, Z., Dermendjiev, V. N.: 1994, in V. Rusin, P. Heinzel & J.-C. Vial (eds.), IAU Colloq. 144, “Solar Coronal structure”, VEDA Publ. Co. Bratislava, p. 387.
45. Duchlev, P.: 2001b, Solar Phys. 199, 107.
46. Duchlev, P. I.: 2001a, Solar Phys. 199, 211.
47. Duhlev, P. I.: 1992, Solar Phys. 140, 195.
48. Duchlev, P. I. and Dermendjiev, V. N.: 1996 Solar Phys. 168, 205.
49. Kalinkov M.: 1962, Soln. dannye, № 2, 48.
50. Kalinkov M. et Raikova D.: 1964, Compt. rend. Acad. Sc., 259, 2181.
51. Kovachev, B.: 1967, Bull.sec.astron. Bulg. Acad. Sci., vol. II, 111
52. Leroy, J.-L.: 1972, Solar Phys. 25, 413.
53. Madjarska, M.S., Dermendjiev,V.N., Mouradian,Z., Nenovski,P.: 1996, Astroph. .Lett.& Comm., 34, 113.
54. Madjarska, M. S., Dermendjiev, V. N., Mouradian, Z. and Kotrc, P.: 1998, in D. Webb, D. Rust and B. Schmieder (eds) New Perspectives on Solar Prominences A.S.P. Conf. Series, vol. 150, p. 326.
55. Madjarska M. S., Vial, J.-C., Bochialini, K. and Dermendjiev, V. N.: 1999, Proc. 8th SoHO Workshop “Plasma Diagnostics of a Solar Prominence observed on 18 June 1997 by EIT, SUMER and CDS/SoHO”, ESA SP-446, p. 467
56. Madjarska, M. S., Vial, J.-C., Bochialini, K. and Dermendjiev, V. N.: 2000, in Recent insight into the Physics of the Sun and Heliospere: Highlights from SoHO and Other Space Missions, IAU Symp. 203
57. Nenovski, P., Dermendjiev, V. N., Dechev, M., Vial, J.-C. and Bocchialini, K.: 2000, Astron. Astrophys. (submitted)
58. Nenovski, P., Dermendjiev, V. N., Madjarska, M. S. and Vial, J.-C.: 1998, in D. Webb, D. Rust and B. Schmieder (eds) New Perspectives on Solar Prominences A.S.P. Conf. Series, vol. 150.
59. Okten, A. and Cakmak, H.: 1990 Solar Phys. 128, 365.
60. Petrov, N., Dermendjiev, V. N., Rompolt, B.: 1997, in A. Antalova and A. Kucera (eds) JOSO Ann. Report, p.145.
61. Raikova D. et M. Kalinkov: 1967a, Bull. sec. astron. Bulg.Acad. Sci, vol. II, 127.
62. Raikova D. et M. Kalinkov: 1967b, Bull. sec. astron. Bulg.Acad. Sci, vol. II, 137.
63. Rudawi, P., Dermendjiev, V. N., Madjarska M. S., Rompolt B., Tomchak M.: 1998, Compt. Ren. l’Acad. Bulgare des Sci., 51, No 5-6, 5.
64. Rudawy, P., Madjarska, M. S.: 1998, in D. Webb, D. Rust and B. Schmieder (eds) New Perspectives on Solar Prominences ASP Conf. Series, vol. 150., p.63.
65. Rusin, V., Dermendjiev, V. N., Rybansky, M., Buyukliev, G.: 1990, in E. Priest and V. Krishan (eds.), IAU Symp. 142, “Basic Plasma Process on the Sun”, D. Riedel P.C., p. 405.
66. Rusin, V., Rybansky, M., Dermendjiev, V. N., Buyukliev G.: 1989 Hvar Obs. Bull., 13, 81.
67. Rybansky, M., Rusin, V., Dermendjiev V. N., Buyukliev, G.: 1986a, Bull. Astron. Inst. Czech 37, 253.
68. Rybansky, M., Rusin, V., Dermendjiev V. N., Buyukliev, G.: 1986b, Contr. Astron. Obs. Skalnate Plezo, 15, 419.
69. Schmieder, B., Delannee, C., Deng Y. Y., Vial, J.-C. and Madjarska, M. S.: 2000, Astron. Astrophys. 358, 728
70. Shopov, Y.: 1987, Proc. Int. Symp. Montain Karst, Tbilisi, 6.
71. Shopov, Y., Dermendjiev, V. N.: 1990, Compt Rendue de L’Acad. Bulg. des Sci., 43, 7, 9.
72. Shopov, Y., Dermendjiev, V. N., Buyukliev, G. T.: 1991, in S. Radicella and K. Serafimov (eds.), “ICSU Round Table on Space and Solar Influences on the Environment”, 25-30 Sept., 1990, Rozhen, Bulgaria, p.55.
73. Shopov, Y., Dermendjiev, V. N., Buyukliev, G., Georgiev, L. N., Stoichev, T.: 1988, in Proc. of Phys., Chem. And Hydrogeol. Res. Of Karst. Kosice, 10-15 May, p.97.
74. Teriaca, L., Madjarska, M. S. and Doyle, J. G.: 2000, Astron. Astrophys. (submited).
75. Verma, V. K.: 1992, in K. L. Harvey (ed.) The Solar Cycle, ASP CS vol.27, 429.
76. Yoshimura, H.: 1983, Solar Phys. 87, 251.