Динамика фотосферных магнитных полей Солнца

Биленко, Ирина Антоновна

Динамика фотосферных магнитных полей Солнца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Биленко, Ирина Антоновна АВТОР

кандидата физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Москва МЕСТО ЗАЩИТЫ

2003 ГОД ЗАЩИТЫ

01.03.02 КОД ВАК РФ

Диссертация по астрономии на тему «Динамика фотосферных магнитных полей Солнца»

Автореферат диссертации на тему "Динамика фотосферных магнитных полей Солнца"

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМ. М.В. ЛОМОНОСОВА ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ ИМ. П.К. ШТЕРНБЕРГА

На правах рукописи УДК 523.98

БИЛЕНКО Ирина Антоновна

ДИНАМИКА ФОТОСФЕРНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ СОЛНЦА Специальность 01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени

кандидата физико-математических наук

МОСКВА 2003

Работа выполнена в Государственном астрономическом институте им П К Штернберга Московского государственного университета им М В Ломоносова

Научный руководитель

доктор физико-математических наук

(ИЗМИРАН, Троицк) Борис Петрович Филиппов

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук,

профессор (ГАИШ, Москва) Борис Всеволодович Сомов

кандидат физико-математических

наук (ИЗМИРАН, Троицк) Евгений Викторович Иванов

Ведущая организация Главная астрономическая обсерватория РАН

(Пулково, Санкт-Петербург)

Защита состоится/С февраля 2004 г в 14 часов 00 мин в конференц-зале ГАИШ на заседании диссертационного совета Д 501 001 86 Московского государственного университета им Ломоносова по адресу 119992, г Москва, Университетский проспект 13, ГАИШ МГУ.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ

Автореферат разослан 26 декабря 2003 г

Ученый секретарь диссертационного совета

кандидат физико-математических наук -Н/Ог/ С.О Алексеев

2004-4 23067

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Магнитные поля играют существенную, если не определяющую роль в формирования и динамике процессов солнечной активности. Изучение временных и пространственных вариаций магнитных полей как локальных, связанных с отдельными явлениями, так и общих, глобальных процессов в ходе цикла солнечной активности позволяет глубже понять природу солнечной цикличности.

Наблюдаемое распределение вещества в атмосфере Солнца, главным образом определяется конфигурацией магнитных полей. Так арочные структуры формируются в областях закрытых магнитных конфигураций, районы корональных дыр соответствуют открытым конфигурациям магнитных полей. Наблюдения различных проявлений солнечной активности таких как активные области, вспышки, корональные дыры, протуберанцы и т. п. в различных диапазонах длин волн позволяют, в свою очередь, определять структуру магнитного поля Солнца в этих областях и ее динамику в ходе цикла солнечной активности.

Двадцагндвухлетний цикл магнитной солнечной активности по доступным нам наблюдениям выражается в смене знака общего магнитного поля Солнца, смене полярности ведущих и хвостовых пятен активных областей, в циклических изменениях различных образований солнечной атмосферы таких, например, как активные области, протуберанцы, вспышки, корональные дыры и т. п. Периоды этих явлений сдвинуты относительно друг друга и определенным образом коррелируют между собой, отражая процессы, происходящие во внутренних слоях Солнца, недоступных прямым наблюдениям и являющихся первоисточником цикличности солнечной активности.

Солнечные магнитные поля имеют широкий пространственный и временной диапазон. По своему поведению, величине напряженности магнитного поля фотосферные магнитные поля подразделяются на поля активных областей и фоновые магнитные поля. Они различаются по своей структурной организации, временя существования и проявлению активности в ходе циклов солнечной активности. Активные области имеют характерное время жизни порядка одного месяца и магнитный поток порядка 10й Мкс. Число и площади занимаемые активными областями циклически изменяются с периодом порядка 11 лет. Изменяется также и распределение магнитных полей активных областей по диску Солнца. Циклические закономерности этих изменений говорят о том, что магнитные поля активных областей являются внешним проявлением на фотосфере глубинных процессов. Наблюдения с высоким разрешением выявили и активность фоновых фотосферных магнитных полей. Характерные размеры магнитных элементов на уровне грануляции составляют порядка 1000 км с временем жизни 5 -МО минут, на уровне супергрануляции 16000 -=- 20000 км с временем существования 10 4- 20 часов. Магнитный поток составляет примерно 101Я Мкс.

В недавнем исследовании Шрайвера и Тайтла (Schrijver and Title, [18]) показано, что нагрев короны происходит в нижних слоях короны и, что он более эффективен в спокойных областях чем в районах активных областей.

Решение многих проблем солнечной физики базируется на понимании тонкой структуры магнитных полей и их динамики в ходе цикла солнечной, активности, а также в отдельных активных явлений. В работах" Т^йфдецI было

библиотека

показано, что 90% магнитного потока вне активных областей сосредоточено в тонких трубках с напряженностью магнитного поля порядка 1 — 2 кГс размером - 100 — 300 км . Наблюдения с высоким пространственным разрешением показывают, что все магнитные поля сильно фрагментированы. Эти мелкомасштабные магнитные элементы, связаны с магнитными потоками различной интенсивности от элементов фотосферной сетки невозмущенных областей, границами и ячейками супергранул, униполярными магнитными областями, активными областями и т. п. Ояи играют важную роль во многих процессах, происходящих в атмосфере Солнца, включая и перенос энергии в хромосферу и корону.

Кроме прямого изучения структуры и динамики магнитных полей Солнца по магнитограммам, другим методом является изучение распределения корональных дыр, поскольку они располагаются исключительно в униполярных областях фотосферного магнитного паля. Эволюция корональных дыр тесно связана с эволюцией крупномасштабных магнитных полей Солнца. Корональные дыры являются отражением глобальных, внутренних процессов на Солнце.

Одной из важнейших и интереснейших проблем физики Солнца является проблема источника происхождения и ускорения солнечного ветра. Существует тесная, хотя и не яспая до конца, связь между изменениями структуры фотосферных магнитных полей и параметрами солнечного ветра на орбите Земли. Многими исследователями большая роль в вопросах формирования и ускорения солнечного ветра отводится корональным дырам (Nolte и др. [12]), которые ассоциируются с областями открытых конфигураций магнитного поля. Места их расположения связывают с районами формирования высокоскоростных геоэффективных потоков солнечного ветра, оказывающих большое влияние на параметры плазмы на орбите Земли (Sheeley, Harvey, (Sheeley and Harvey, [17]), изменение состояния которой определяет многие процессы в атмосфере Земли.

В отдельных работах делаются выводы о формировании и низкоскоростных потоков на границах корональных дыр. Изучение особенностей атмосферы Солнца в областях расположения корональных дыр на всех уровнях необходимо как для понимания природы самих корональных дыр, так и для выяснения природы формирования солнечного ветра и механизма его ускорения Вращение Солнца ведет к взаимодействию всех этих потоков и образованию сложной структуры, вращающейся вместе с Солнцем. МахКензи, Банаскиевич и Аксворд (McKenzie, Banaszkiewicz, and Axford [13]) были первыми, кто предположили, что высокоскоростные потоки солнечного ветра зарождаются прямо в узлах хромосферной сетки у основания корональных дыр и, что возможно образуются волны высокой частоты 104 Гц путем процесса мелкомасштабного пересоединения на узлах хромосферной сетки.

дифференциального вращения, меридиональных дрейфов, супергрануляционных движений они разрушаются и формируют фоновые магнитные поля. Теория солнечного динамо считает основной проблему источника зарождения активных областей и их динамики (Parker, [14]). Процесс смены знака магнитного паля Солнца на полюсах, согласно этой теории, есть результат меридиональной миграции диссшлровавшях магнитных полей хвостовых пятен к соответствующим полюсам. Однако, наблюдения последних лет позволяют сделать выводы о более самостоятельной и значительной роли фоновых фотосферных магнитных полей (Иванов, [3]; Макаров и Тлатов, [6]). Анализ вращения этих магнитных структур выявил принципиальные различия в их поведении в ходе цикла солнечной активности. Весь магнитный цикл солнечной активности представляется результатом как самостоятельного развития, так и взаимного влияния этих полей.

Распределения магнитных полей по широте и долготе и их изменения в ходе цикла солнечной активности являются неравномерными. Так активные области имеют тенденцию формироваться на определенных широтах, так называемых "широтах активных областей" ±(10 -г 45). Динамика пятнообразоваяия в ходе цикла формирует знаменитые бабочки Маундера. При анализе долготного распределения были выявлены "активные долготы": долготные интервалы, характеризующиеся повышенной вероятностью формирования активных областей.

Таким образом, изучение структуры магнитных полей фотосферы и ее динамики на различных временных и пространственных масштабах важно как для понимания процессов формирования и развития магнитных полей на Солнце и их связи с различными проявлениями солнечной активности, так и для выяснения самого механизма цикличности солнечной активности. Кроме того, структура магнитного поля и ее динамика отражают свойства подфотосферных слоев. Изучение динамики различных структур фотосферного магнитного поля важно для всей физики солнечно-земных связей.

Цель работы

1. Исследование параметров структуры магнитного поля как в спокойных, так и в активных областях фотосферы Солнца по данным ежедневных магнитограмм высокого пространственного разрешения. Изучение динамики магнитных элементов тонкой структуры фотосферных магнитных полей и соответствующих им магнитных потоков в невозмущенных областях в ходе цикла солнечной активности.

2. Исследование параметров структуры фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр я свободных от них. Получение распределений магнитных потоков, площадей элементов фотосферной сетки. Анализ изменения параметров этих распределений иа фазе роста солнечной активности 23-го цикла.

3. Рассмотрение динамики фотосферных магнитных полей по корональным дырам - трассерам униполярных магнитных областей. Проведение детального анализа изменений временных и пространственных распределений корональных дыр, отражающих динамику униполярных областей фотосферного магнитного поля, на

поверхности солнечного диска на фазах минимума, роста л максимума солнечной активности 23-го цикла и на протяжении 21-го и 22-го солнечных циклов и их связь с эволюцией активных областей, потока солнечного излучения на частоте 2800 МГц, среднего магнитного поля Солнца и изменения тонкой структура фотосферных магнитных полей. Исследование динамики униполярных магнитных областей по корональным дырам, отражающей процесс смены знака общего магнитного поля Солнца.

4. Исследование динамики фотосферных магнитных полей активных областей и комплексов активности и ее связи со вспышками на фазе роста солнечной активности 23 цикла. Проведение модельных расчетов на примере реальной активной области ГТОАА 9077 для оценки возможности аккумуляции энергии ~ 5 х 1032 эрг в короне, вызванной предвспыгаечной эволюцией фотосферных магнитных полей перед вспышкой 14 июля 2000, путем решения системы трехмерных МВД уравнений.

5 Исследование пространственного распределения интенсивности радиоизлучения холодного волокна в рамках обобщенной модели Киппенхана-Шлютера с целью оценки реальной структуры магнитного поля.

Научная новизна

Впервые анализ фотосферных магнитных полей проводился на таком объеме данных - ежедневных данных магнитограмм полного диска Солнца в линии Рр1 А = 8688 А, ежедневных данных по корональным дырам в линии Не1 А = 10830 А, значений общего магнитного поля Солнца, потока солнечного излучения на частоте 2800 Мгц, параметров активных областей, значений параметров солнечного ветра на орбите Земли за период с 1996 г. по 2001 г. включительно.

Впервые показаны циклические изменения структуры фоновых фотосферных магнитных полей в ходе цикла солнечной активности, что говорит о необходимости учета циклических вариаций параметров тонкой структуры фотосферных магнитных полей при анализе и сравнении различных явлений на фотосфере в различные моменты цикла солнечной активности. Показано, что поведение фоновых фотосферных магнитных полей различно в зависимости от широты их расположения. Выявлена зона в области экватора, соответствующая невозмущенной фотосфере.

При анализе структуры фотосферного магнитного поля в зонах расположения неполярных корональных дыр показано измененное состояние структуры магнитных элементов противоположных полярностей. Сравнение параметров структуры магнитного поля в зонах корональных дыр и свободных от них выявило их значительные отличия, а также различия в их изменениях на фазе роста солнечной активности.

Впервые на базе ежедневных данных проанализировано изменение числа и расположения на диске Солнца корональных дыр. Выделены корональные дыры формирование и эволюция которых связаны с активными областями и корональные дыры не связанные с ними. Проведен совместный корреляционный анализ большого числа индексов и параметров солнечной активности, таких как значения потока солнечного излучения на частоте 2800 Мгц, числа корональных дыр, чисел Вольфа, значения общего магнитного поля Солнца, структуры магнитных элементов фотосферы, параметров солнечного ветра.

Выявлены три периода различного распределения неполярных корональных дыр по диску Солнца, наблюдающиеся в минимуме, на фазе роста, и в максимуме

солнечной активности, отражающие перестройку структуры глобальных магнитных полей от доминирующей в минимуме зональной структуры к секторной - в максимуме. Причем, переход от одной доминирующей структуры к другой происходит не плавно и постепенно, а скачкообразно. Секторная структура фоновых фотосферных магнитных полей, существующая на конечной стадии фазы роста и максимума солнечного цикла, является основой для смены знака общего магнитного поля Солнца Внутри этих секторов и происходит перераспределение магнитных полей положительной и отрицательной полярностей, ведущее к смене знака общего магнитного поля.

Выявлены общие закономерности в изменении динамики корональных дыр и активных областей. Показано совпадение точек Козика-Чистякова (Козик, [1]; Чистяков, [10]) на временной зависимости чисел Вольфа с моментами изменения распределения корональных дыр по диску Солнца, связанными с перестройкой структуры глобальных магнитных полей Солнца, с переходом от зонального распределения магнитных полей к секторному и обратно.

При анализе динамики магнитных полей активных областей, ее связи со вспышками и моделировании процесса накопления энергии во вспышечной области, впервые для конкретной активной области и вспышки показана возможность накопления необходимой для этой вспышки энергии при наблюдаемой динамике фотосферных магнитных полей, а также впервые показана возможность формирования особых линий, где накопление энергии не происходит. Впервые численно моделируется образование токового слоя при погружении магнитного потока под фотосферу.

Впервые предложен практический метод определения конфигурации магнитного поля вблизи холодных волокон по наблюдениям в различных диапазонах длин волн в радиодиапазоне.

Научная и практическая ценность работы

Проведенный анализ магнитных полей Солнца на основе ежедневных данных различных наземных и космических обсерваторий имеет важное значение для понимания процессов, происходящих в атмосфере Солнца, их влияния на околоземное пространство и понимание собственно природы цикличности солнечной активности. Показано, что фоновые фотосферные магнитные поля не являются просто остаточными полями распавшихся активных областей, а отражают глобальные процессы, происходящие во внутренних областях Солнца. Параметры тонкой структуры магнитных полей также имеют вариации в ходе цикла солнечной активности.

Найденные особенности структуры фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр и ее динамики в ходе цикла солнечной активности могут быть полезны при построении модели образования корональных дыр, а также при изучении процесса формирования и ускорения солнечного ветра.

Выявленное изменение структуры распределения фотосферных магнитных полей в ходе цикла солнечной активности будет полезно при анализе других проявлений солнечной активности, которые в большинстве своем определяются этими магнитными полями, а также это важно для построения реалистичных моделей солнечного цикла. Найденные закономерности в поведении различных проявлений солнечной активности с учетом определяющего влияния перестройки структуры магнитного поля Солнца с зональной в минимуме активности к секторной - в максимуме являются важными для прогнозирования солнечной активности с учетом реальных физических процессов, происходящих на Солнце.

Проведенные расчеты возможности накопления энергии вспышки в активной области ГЮАА 9077, произошедшей 14 июля 2000 года, показали наличие особой линии магнитного поля, где возможно накопление энергии необходимой для формирования токового слоя и вспышки, а также, возможно, и коронального выброса массы, что, безусловно, важно для понимания такого важного явления, как вспышки, и дальнейшего развития теории вспышечных процессов, а также при изучении солнечно-земных связей.

Исследование пространственного распределения интенсивности радиоизлучения холодного волокна в рамках обобщенной модели Киппеихана-Шлютера, на основе численного расчета радиоизлучения в сантиметровом диапазоне волн с использованием модели температурного переходного слоя Анзера и Хейнцеля показало, что вблизи волокна в депрессии (относительно уровня излучения спокойного Солнца) должны наблюдаться две симметричные полосы уярчения. Эффект доступен современным наблюдениям. Отсутствие полос при наблюдениях с достаточным угловым разрешением свидетельствует о реализации другого типа модели - с узким (ненаблюдаемым) температурным переходным слоем поперек магнитного поля, в частности, модели типа Куперуса-Рааду. Это позволяет по наблюдательным данным определять конфигурацию магнитного поля спокойных волокон.

Необходимо подчеркнуть, что данная работа выполнена по непосредственным результатам наблюдений. Достоверность и обоснованность результатов обеспечиваются большим объемом использованных наблюдательных данных и их тщательным анализом. Результаты, полученные в ней, могут служить материалом для последующих теоретических разработок.

Основные положения выносимые на защиту

1. Результаты исследования структуры фонового фотосферного магнитного поля по ежедневным магнитограммам полного диска Солнца, свидетельствующие о различном поведении магнитных элементов фотосферной сетки в ходе солнечного цикла на разных широтах. На широтах активных областей изменения параметров элементов сетки коррелируют с числами Вольфа, в области экватора - определяются изменениями распределения неполярных корональных дыр. Установление различия в структуре и динамике в ходе цикла фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр и свободных от них.

2. Выделение двух классов неполярных корональных дыр: корональных дыр связанных с активными областями и корональных дыр, связанных с крупномасштабными магнитными полями, различающихся по скорости вращения и характеру эволюции в солнечном цикле.

3 Обнаружение на фазе роста солнечной активности трех периодов, различающихся характерным распределением корональных дыр по диску Солнца, которое обусловлено переходом от доминирования зональной структуры распределения фотосферных магнитных полей в минимуме солнечной активности к секторной - в максимуме

4. Выявление ведущей роли униполярных фоновых фотосферных магнитных полей в процессе смены знака общего магнитного поля Солнца.

5. Выявление единых переломных моментов в ходе циклов в изменении различных проявлений солнечной активности, а также параметров солнечного ветра на орбите Земли. Доказательства самостоятельной роли униполярных фоновых магнитных полей в солнечном цикле.

Апробация работы

Основные результаты диссертации докладывались на научных семинарах ГАИШ МГУ, ИЗМИРАН и были представлены на конференциях:

"Крупномасштабная структура солнечной активности: достижения и перспективы", ГАО РАН, Санкт - Петербург 21-25 июня 1999г., конференция, посвященная 275-летию Российской академии наук и 160-летию Пулковской обсерватории; "Структура и динамика солнечной короны", Троицк 4-8 октября 1999г., Международная конференция по солнечной физике, посвященной памяти профессора Г.М. Никольского; "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН, Пулково, Саякт - Петербург, 28 мая - 1 июня 2001 г.; "Солнце в максимуме активности и солнечно - звездные аналогии", ГАО РАН, Пулково,Санкт - Петербург, 17-22 сентября 2000 г.; "European Astronomy at the Turn of the Millennium", Joint European and National Astronomical Meeting, Moscow Russia, May 29 - June 3, 2000 ; Всероссийская астрономическая конференция. Санкт - Петербург, 6-12 августа 2001 г.; XXV Аппатитский ежегодный семинар "Физика авроральных явлений", 26 февраля - 1 марта 2002 г.; "Международное сотрудничество в области астрономии: состояние и перспективы", Москва, 25 мая - 2 июня 2002 г.; научной конференции стран СНГ и Прибалтики- "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 1-6 июля 2002 г.; международной конференции: "Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля Солнца", ГАО РАН Пулково, Санкт-Петербург, 17-22 июня 2002 г.

Все результаты опубликованы в астрономических изданиях.

Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав, двух приложений, заключения и списка литературы. Полный объем диссертации - 321 страница, включая 55 рисунков. Список литературы насчитывает 165 наименований.

Содержание работы

Во введении обосновывается актуальность темы, формулируются цели работы, отмечается ее новизна, научная и практическая ценность полученных результатов, формулируются основные положения, выносимые на защиту.

Первая глава содержит анализ магнитных полей фотосферы вне активных областей по магнитограммам полного диска Солнца. Дается краткий обзор современных представлений о структуре фоновых фотосферных магнитных полей. По ежедневным магнитограммам рассматриваются области в центре солнечного диска 920" х 920" и области по 345" х 345" соответственно в северном и южном полушариях Солнца и на экваторе. Показано различное изменение параметров магнитных элементов с напряженностью магнитного поля больше 25 Гс по абсолютной величине в ходе цикла солнечной активности, коррелирующее на широтах активных областей с изменениями чисел Вольфа, а на экваторе зависящих более от расположения корональных дыр. Выделены три периода различного поведения параметров магнитных элементов

на широтах активных областей и на экваторе Рассматриваются фотосферные магнитные поля невозмущенной фотосферы вблизи комплекса активности. Фурье анализ временных изменений числа, площадей и магнитных потоков выявляет те же периоды, что уже известны для чисел Вольфа и общего магнитного поля Солнца. Изменения параметров элементов фотосферной сетки в ходе цикла солнечной активности показывают хорошую корреляцию с другими проявлениями солнечной активности. Определяющим является, по-видимому, изменение площадей магнитных элементов Коэффициент корреляции среднемесячных значений средней площади магнитных элементов на широтах активных областей с числами Вольфа составляет 0,89, с потоком излучения на частоте 2800 мГц - 0,78, со значением среднего магнитного поля Солнца - 0,61. Эти изменения, по-видимому, вызваны влиянием остаточных полей активных областей и корональных дыр.

Во второй главе проводится сравнительный анализ тонкой структуры фотосферньгх магнитных полей в областях расположения неполярных корональных дыр и свободных от них. Поскольку известно, что в областях расположения корональных дыр в хромосфере в линии Hei 10830 А наблюдаются значительные отличия от областей не занятых корональными дырами (Маланутпенко [7]; Козлова ¡4]; Козлова и Сомов, [5]), то представляет интерес рассмотрение отличий в этих областях и на уровне фотосферы.

Рассматриваются особенности структуры фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр в линии Hei 10830 А и свободных от них. Показана разница структур фотосферного магнитного поля для зон расположения корональных дыр и свободных от них. В зонах корональных т;ыр преобладают магнитные элементы одной полярности. Детали элементов границ сетки доминирующей полярности представляют собой аморфные образования, значительно увеличенные в размерах, в то время как элементы противоположной полярности почти полностью подавлены Соотношение площадей, занимаемых элементами доминирующей и противоположной полярности, составляет 4:1, тогда как в невозмущенных областях, свободных от корональных дыр, площади, занимаемые магнитными полями доминирующей и противоположной полярностями, и их магнитные потоки практически одинаковы. Выявлен рост диапазона значений средней напряженности магнитного поля отдельных элементов сетки в корональных дырах от 25 4100 Гс для 1996 г. до 25 4140 Гс в 1999 г, тогда как для зон сравнения этот диапазон почти не изменяется и составляет 254-100 Гс

Анализируются изменения структуры, напряженности я магнитных потоков в областях расположения корональных дыр и свободных от них на фазе роста солнечной активности. Получены распределения магнитных потоков, площадей элементов фотосферной сетки, для корональных дыр и областей свободных от них. Показано, что с ростом солнечной активности значение среднего магнитного потока в корональных дырах возрастает примерно в 2 раза. Увеличивается максимальное значение напряженности магнитного поля для доминирующей полярности в корональных дырах от 250 Гс в 1996 г. до 900 Гс в 1999 г., в то время как для зон сравнения за те же годы эти значения остаются примерно постоянными, порядка 200 Гс, как для положительной, так и для отрицательной полярности. Дисбаланс магнитных потоков в зонах сравнения практически отсутствует, а в корональных дырах он значителен. С ростом солнечной активности дисбаланс магнитных потоков доминирующей и противоположной полярностей возрастает от 1,5 в 1996 г. до 10 в 1999 г. Кроме того, суммарный магнитный поток в корональных дырах в 2 4- 3 раза выше, чем в зонах сравнения и с ростом солнечной активности он увеличивается примерно в 2 раза, в то время как в невозмущенных областях он практически не изменяется. Для корональных дыр средние значения площадей магнитных элементов с 1996 г. по 1999 г. возрастают

примерно в 1,5 раза, в то время как в областях сравнения средний размер элементов за тот же период практически не изменяется.

В третьей главе анализируется динамика фотосферных магнитных полей по динамике корональных дыр Дается обзор современных представлений о корояальных дырах. Поскольку корональные дыры, регистрируемые в линии Не1 10830 А всегда располагаются над униполярными магнитными областями вне активных областей, то они могут служить трассерами при изучении распределения и динамики униполярных фоновых фотосферных магнитных полей.

Рассматриваются пространственные и временные распределения корональных дыр по диску Солнца за период 1996 - 2001 гг., соответствующие фазам минимума, роста и максимума 23-го цикла солнечной активности. Показана корреляция числа корональных дыр с числами Вольфа за рассматриваемый период. Выделены три периода различного характерного широтного расположения корональных дыр по диску Солнца, отражающие внутренние глобальные процессы динамики фотосферных магнитных полей. Показано, что динамика распределения корональных дыр коррелирует с изменениями глобальной структуры магнитного поля Солнца. Выявлены периоды резкого изменения конфигурации магнитных полей, что интерпретируется как периоды перестройки мультипольной структуры общего магнитного поля Солнца.

На рис. 1 приведены построенные графические зависимости распределения неполярных корональных дыр и наибольших отростков полярных корональных дыр по широте за рассматриваемый период с 1996 по 2001 гт. по диску Солнца. На верхнем графике - для корояальных дыр, соответствующих и положительным (светлые ромбики), и отрицательным (темные ромбики) полярностям фотосферных магнитных полей. Вертикальные черточки на каждом значке корональной дыры показывают ее максимальные размеры по широте. На среднем графике - для корояальных дыр, соответствующих положительным фотосферным магнитным полям, на нижнем - отрицательным. Вертикальные линии от значений широт ±80° соответствуют максимальным отросткам полярных корональных дыр. На этих графиках можно четко выделить три периода характерного различного положения корональных дыр яа диске Солнца на протяжении фаз минимума, роста и максимума солнечной активности 23-го цикла.

Исследуется динамика фотосферных магнитных полей по корональным дырам в 21 и 22 солнечных циклах. Для анализа данных за 21-й и 22-й цикл (с 1976 по октябрь 1995 года) использованы данные каталога Санчес-Ибарра и Барраза-Паредес. Показан аналогичный характер изменений распределения корональных дыр по диску Солнца рис. 2.

Выделяется два класса корональных дыр. Корональные дыры связанные с активными областями и корональные дыры связанные с фоновыми магнитными полями. Первые формируются в процессе эволюции активных областей и активных процессов, происходящих в них. Их эволюция тесно связана с динамикой магнитных полей активных областей. Их вращение имеет тот же период, что и период вращения данной активной области на широте ее расположения на диске Солнца. Корональные дыры, не связанные с активными областями, отражают динамику глобальных магнитных полей Солнца в ходе цикла солнечной активности.

С использованием гармонического анализа показана связь эволюции распределения корональных дыр с динамикой зонального и секторного распределения магнитных полей Солнца. Показано, что существуют периоды, когда характер распределения корональных дыр по диску Солнца значительно изменяется, следуя изменениям структуры магнитного поля. Это может быть интерпретировано как периоды перераспределения дипольной и мультипольной структур магнитного поля. Эволюция

1996 1997 1998 1999 2000 2001 Дата

Рис. 1. Распределения координат центров неполярных корональньгх дыр общее (а), положительной (б), отрицательной (в) полярности и отростков полярных корональных дыр от широты за период с 1996 по 2001 годы включительно. Светлые ромбики соответствуют центрам неполярных корональных дыр, соответствующих фотосферным магнитным полям положительной полярности, темные - отрицательным. Вертикальные линии показывают максимальную северо-южную протяженность неполярных корональных дыр и отростков полярных корональных дыр.

<?в90

-45

-90 <Р°90

-45 -90

<Р\о

-45 -90

1976 1982 1988 1994 Дата

Рис. 2. Распределения неполярных корояальных дыр и максимальных отростков полярных корональных дыр, соответствующих положительным (б), отрицательным (в) фотосферным магнитным полям, и общее (а) по широте за 1976 - 1995 гг. Светлые ромбики соответствуют центрам неполярных корональных дыр, соответствующих фотосферным магнитным полям положительной полярности, темные - отрицательным. Вертикальные линии показывают северо-южную протяженность неполярных корональных дыр и максимальных отростков полярных корональных дыр.

геометрической структуры фотосферного магнитного поля в течение этих периодов характеризуется не продолжительным переходом от одной доминирующей структуры к другой, а относительно быстрой перестройкой доминирующей геометрической структуры магнитного поля.

Для анализа общей динамики распределения униполярных магнитных областей на протяжении 21-го, 22-го циклов построены зависимости широтного распределения центров корональных дыр положительной и отрицательной полярности по диску Солнца за весь рассматриваемый период (рис. 2). На рис. 2а показано распределение как положительных (светлые ромбовидные значки), так и отрицательных (темные ромбовидные значки) корональных дыр. Вертикальные черточки у каждого значка показывают наибольшую широтную протяженность для каждой корональной дыры. Вертикальные линии от широт ±60° соответствуют отросткам от полярных корональных дыр. На рис. 26 и 2в показано распределение корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям соответственно. Хорошо виден ход изменения положения центров корональных дыр, отражающий процесс смены знака общего магнитного поля Солнца в ходе циклов солнечной активности. В минимуме 21-го цикла в северном полушарии Солнца доминируют корональные дыры, соответствующие фотосферным магнитным полям положительной полярности. На фазе роста 21-го цикла зоны их расположения постепенно смещаются в южное полушарие, достигая максимальных широт южного полушария в максимуме 21-го цикла. Формируется южная полярная короиальная дыра новой, положительной, полярности, достигающая своего максимального размера в минимуме солнечной активности Затем начинается процесс обратной миграции зон положительных корональных дыр к северному полушарию, достигающих максимальных широт северного полушария в максимуме 22-го цикла. Формируется полярная корональная дыра новой положительной полярности теперь уже на северном полюсе Солнца Этот процесс отражает 22-летний магнитный цикл солнечной активности. Далее, с началом 23-го цикла он повторяется. Динамика корональных дыр, соответствующих отрицательным фотосферным магнитным полям, аналогична, но противоположна по фазе. Широтное распределение корональных дыр в 21 и 22 циклах солнечной активности, полученное по этим данным, показывает наличие тех же трех периодов характерного распределения корональных дыр по диску Солнца. В минимуме солнечной активности они располагаются на низких широтах, в экваториальной зоне. На фазе роста солнечной активности корональные дыры располагаются в основном на широтах активных областей. Имеет место зональная структура распределения. К максимуму солнечной активности устанавливается секторная структура распределения корональных дыр и соответствующих им магнитных полей.

Рассматриваются особенности долготного распределения фотосферяых магнитных полей на фазе роста 23-го цикла и для 21-го и 22-го циклов из анализа динамики вращения корональных дыр. Показан неслучайный характер долготного распределения корональных дыр. Корональные дыры, соответствующие фотосферным магнитным полям отрицательной полярности, имели тенденцию концентрироваться, главным образом, на одних долготных интервалах, а положительных - других. Эти униполярные долготные структуры чередуются. Выделенные долготные интервалы доминирования неполярных корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, существуют на протяжении всего рассматриваемого периода с 1976 по 2001 год включительно, и они сдвинуты относительно друг друга. Неполярные корональные дыры, имеющие наибольшие площади локализуются в областях выявленных компактных долготных структур в распределении корональных дыр.

Режим чередования короналъных дыр отражает секторную структуру магнитного поля. Эта структура устанавливается в северной и южной полусферах в разное время. В северной полусфере она наблюдается с ноября 1998 г, а в южном - с октября 1997 г.

Распределения выявляют наличие долготных структур положительной и отрицательной полярности. На протяжении 1998 - 1999 гг. наблюдаются униполярные долготные структуры протяженностью по долготе 45° 135° и продолжительностью существования порядка 1 - 1,5 года. Причем, эти компактные структуры положительной и отрицательной полярности чередуются. Это соответствует выявленному чередованию наблюдаемых короналъных дыр, соответствующих фотосферным магнитным полям положительной и отрицательной полярности Центры короналъных дыр, соответствующих фотосферным магнитным полям положительной полярности, группируются на долготных интервалах 90° -г 270° и 315° 4- 360°,0° 4- 45°, а отрицательным - на долготных интервалах 45" 4- 90° и 270° 4- 360°. В северном и южном полушариях они немного сдвинуты относительно друг друга. С конца 1999 года долготное распределение центров короналъных дыр изменяется. Наблюдаются две долготные структуры одна положительная и одна отрицательная. Этот момент соответствует моменту начала доминирования секторных гармоник и установлению единой секторной структуры на всем диске Солнца. Наблюдается чередование двух секторов: одного с корональными дырами, соответствующими фотосферным магнитным полям положительной полярности, и второго - отрицательным. Положительный - на долготах 90° 4- 0°,360° 4- 270°, отрицательный - 135° 4- 270°. Они существуют около двух лет, примерно, до конца 2000 года. С конца 2000 года долготные интервалы расположения центров короналъных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, изменяются. Центры положительных короналъных дыр концентрируются па долготном интервале 90° 4- 270°, а отрицательных - 90° 4- 0°, 360° 4- 270°.

Анализ долготного распределения центров положительных и отрицательных короналъных дыр за период 1976 - 1995 гг. показывает аналогичную картину.

Проведенный анализ динамики короналъных дыр на протяжении 21-го, 22-го и первой половины 23-го солнечных циклов показывает, что их эволюция является частью общих эволюционных процессов, отражающих изменения структуры глобального магнитного поля Солнца в ходе циклов солнечной активности Особенности поведения короналъных дыр, не связанных с активными областями и отражающих динамику фоновых фотосферных магнитных полей, могут служить подтверждением заключения о том, что фоновые магнитные поля не являются простым продуктом диффузии активных областей.

В четвертой главе рассматривается процесс смены знака общего магнитного поля Солнца.

Дается обзор современных представлений о процессе смены знака общего магнитного поля Солнца. Затем анализируется процесс смены знака общего магнитного поля Солнца по динамике распределения короналъных дыр в линии Не 10830 А в 23-м цикле солнечной активности. Отмечается, что в период смены знака существует двухсекторная структура магнитного поля и именно в этих, положительном и отрицательном униполярных секторах, и происходит перераспределение положительных и отрицательных фоновых фотосферных магнитных полей, трассируемое корональными дырами, которое определяет общее изменение этих полей, отражающее внутренние процессы, регулирующие смену знака общего магнитного поля Солнца Рассматриваются изменения распределения числа и площадей короналъных дыр на различных широтах с ростом солнечной активности, отражающие процесс перераспределения униполярных магнитных полей

противоположной полярности и формирования полярных корональных дыр новой полярности.

Рассматривается смена знака, общего магнитного поля Солнца по динамике распределения корональных дыр в 21-м и 22-м циклах солнечной активности. Показаны циклические, с периодом около 22 лет, изменения в распределении корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, отражающие динамику фоновых фотосферных магнитных полей в процессе смены знака магнитного поля Солнца. Подчеркивается, что процесс смены знака магнитного поля Солнца имеет глобальный характер. Рассматривается также асимметрия процесса смены знака общего магнитного поля Солнца на протяжении 20 - 23 циклов.

Анализируется связь процесса смены знака общего магнитного поля Солнца и напряженности магнитного паля на полюсах Показано, что изменения напряженности магнитного поля на полюсах коррелируют с динамикой распределения корональных дыр положительной и отрицательной полярности в ходе 21-го, 22-го и 23-го циклов солнечной активности. Проведенный анализ свидетельствует в пользу гипотезы о том, что крупномасштабные фотосферные магнитные поля в областях высоких широт, участвующие в смене знака магнитного поля на полюсах и являющиеся индикатором полоидальной компоненты крупномасштабного поля Солнца, не являются продуктами распада активных областей, доставляемых в область высоких широт с помощью какого-то механизма от широт активных областей.

В пятой главе рассматривается динамика магнитных полей активных областей и формируемых ими комплексов активности Проводится сравнение с другими проявлениями солнечной активности.

В изучении активных областей накоплен огромный материал (Обридко, [8]; Витинский, Копецкий и Куклин, [2]; Howard, [11]). На базе уже имеющихся данных и проведенного ранее исследования анализируются распределения магнитных полей активных областей в ходе циклов солнечной активности. Выявлены различные характерные периоды их расположения на диске Солнца. Рассматриваются общие закономерности формирования комплексов активности на фазе роста 23-го солнечного цикла. На примере конкретного комплекса солнечной активности, включающего в себя различные по типу и по эффективности активные области, рассматривается изменение их параметров, а также изменения, связанные со вспышкой, произошедшей 23.09.98 г. в активной области NOAA 8340.

Показано, что в ходе циклов солнечной активности изменения в поведении различных проявлений солнечной активности происходят в одни и те же интервалы времени и, возможно, имеется общий физический процесс, вызывающий эти изменения. Динамика их поведения выявляет общие тенденции не только в общих чертах на больших интервалах времени, в виде циклических вариаций в ходе циклов солнечной активности, но и изменения в их пространственном распределении происходят в одни и те же моменты времени, совпадающие с моментами перестройки структуры магнитного поля Солнца.

Рассматриваются общие закономерности различных явлений солнечной активности. Сравнивается поведение различных проявлений солнечной активности: значений среднего магнитного поля Солнца, значений чисел Вольфа, интенсивности излучения Солнца на частоте 2800 Мгц, распределения активных областей, корональных дыр и волокон по диску Солнца, параметров солнечного ветра на орбите Земли на протяжении 1996 — 2001 годов. Коэффициент корреляции общего числа корональных дыр с числами Вольфа равен 0,82, со значениями общего магнитного поля Солнца -0,84, со значениями интенсивности излучения на частоте 2800 мГц - 0,73. Коэффициент корреляции между числами Вольфа и потоком излучения на частоте 2800 мГц за этот

период достигает 0,98. Полученные с помощью Фурье-анализа спектры мощности для общего числа корональных дыр, корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным палям, имеют максимумы для периодов, соответствующих примерно 13, 27, 160 дням, которые известны для чисел Вольфа, потока излучения на частоте 2800 Мгц, среднего магнитного поля Солнца.

Анализируются параметры солнечного ветра на орбите Земли. Выделены аналогичные периоды в значениях скорости потока солнечного ветра, соответствующие отдельным этапам фаз минимума, роста и максимума солнечной активности, найденным ранее для корональных дыр. Выявляются также периоды резкого изменения в характере поведения этих параметров. На основании проведенного анализа можно сделать вывод о том, что источник, ответственный за долговременные изменения параметров солнечного ветра, имеет глобальный характер.

В приложении 1 приводится модельный расчет возможности накопления энергии для вспышки 14 июля 2000 г., произошедшей в активной области РГОАА 9077 по наблюдаемой динамике фотосферных магнитных полей. Решением системы трехмерных МГД уравнений показана возможность аккумуляция энергии 5 х 1032 эрг в короне перед вспышкой над активной областью 1ЧОАА 9077 Формирование токового слоя, ведущего к вспышке при всплывании магнитного потока численно моделировалось в работе Подгорного А.И. и Подгорного И М. (Подгорный и Подгорный, [9]). Процессы, происходящие в плазме при формировании токовых слоев, детально исследуются в книге Сомова Б.В. (Сомов, 119]).

В данном конкретном расчете показано формирование токового слоя, ведущего к вспышке и, возможно, корональному выбросу массы. Конфигурация поля возникшего вертикального токового слоя и характер течения плазмы в нем соответствуют модели вспышки, сопровождаемой эжекцией короиальной массы. При расчете учитывались диссипативные процессы и анизотропия теплопроводности в магнитном поле. Показана также возможность образования токового слоя при погружении магнитного потока под фотосферу. Детальный анализ позволил установить существование определенного класса особых линий, не обладающих свойством фокусировать энергию необходимую для вспышки. В работе использована программа "Пересвет" (Подгорный, Подгорный, [15]; [16]), решающая трехмерные МГД уравнения для сжимаемой плазмы с учетом диссипации и анизотропии теплопроводности.

В приложении 2 рассматривается предложенный метод определения конфигурации магнитного поля вблизи волокон по наблюдениям в различных длинах волн в радиодиапазоне, позволяющий при наблюдении каждого конкретного волокна определить структуру окружающего его магнитного поля.

В заключении перечислены основные результаты, полученные в диссертации.

Проведенное исследование позволяет сделать вывод о том, что структура фоновых фотосферных магнитных полей в ходе циклов солнечной активности имеет различную динамику на разных широтах. Она определяется изменением распределения активных областей и в еще большей степени - корональных дыр. На широтах активных областей она коррелирует с числами Вольфа и другими индексами солнечной активности, а в области экватора с числом низкоширотных корональных дыр.

Проведенный анализ структуры магнитных элементов фотосферного магнитного поля позволяет сделать вывод о том, что структура фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр, регистрируемых по линии Не1 10830 А и свободных от них различна. Отличается также и динамика магнитных элементов фотосферы в областях расположения корональных дыр и областях свободных от них в ходе цикла солнечной активности Это свидетельствует о том, что корональные дыры не являются чисто корональными образованиями. Области, которые

в короне регистрируются как зоны с пониженным излучением в ультрафиолетовом, рентгеновском и микроволновом диапазонах, характеризуются также и измененной структурой магнитного поля в подстилающей фотосфере.

Рассмотренная динамика корональных дыр позволяет разделить неполярные корональные дыры на два класса: корональные дыры, связанные с активными областями, и корональные дыры, связанные с униполярными фоновыми фотосферными магнитными полями. Рост как общего числа неполярных корональных дыр, так и отдельно корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, регистрируемым каждый день, коррелирует с ростом чисел Вольфа, хотя далеко не все корональные дыры связаны с активными областями. Возникновение и эволюция корональных дыр, связанных с активными областями, определяется процессами, происходящими в активных областях, динамикой магнитных полей этих активных областей. Они вращаются с теми же скоростями, что и активные области, к которым они относятся. Корональные дыры униполярных фоновых фотосферных магнитных полей характеризуются более твердотельным вращением. Их формирование и динамика определяются глобальными магнитными полями.

Найдены три периода в распределении неполярных корональных дыр по солнечному диску за период 1996 - 2001 годов, отражающие распределение фоновых фотосферных магнитных полей В минимуме активности они располагаются в районе экватора, и корональные дыры, соответствующие фотосферным магнитным полям положительной полярности, мигрируют в направлении южного полюса, а отрицательной - северного. В течение второго периода соблюдается правило соответствия полярностей: корональные дыры располагаются, в основном, на широтах активных областей, и их полярность соответствует знаку поля на полюсе соответствующей полусферы. В течение третьего периода устанавливается режим чередования долготных интервалов, занятых корональными дырами, соответствующих либо положительным, либо отрицательным фотосферным магнитным полям, и устанавливается секторная структура распределения фотосферных магнитных полей. Динамика корональных дыр отражает перераспределение положительных и отрицательных фотосферных магнитных полей внутри этих секторов. Все эти изменения отражают изменения распределения фотосферных магнитных полей от доминирования зональной структуры в минимуме солнечной активности к доминированию секторной структуры в максимуме. Рассмотрение динамики корональных дыр на протяжении 21 и 22 циклов солнечной активности показывает аналогичную картину.

Хотя значения напряженности магнитного поля на полюсах малы по сравнению со значениями напряженности в активных областях, изменения их в ходе цикла солнечной активности свидетельствуют о том, что они являются его важной компонентой. Первый период распределения корональных дыр совпадает с максимальным значением напряженности магнитного поля на полюсах. Он продолжается до середины 1997 года, когда напряженность поля на полюсах начинает уменьшаться и устанавливается секторная структура.

Вблизи максимума солнечного цикла значения напряженности магнитного поля на полюсах имеют минимальное значение, и происходит смена знака общего магнитного поля Солнца. Переход от зональной структуры распределения магнитных полей к секторной происходит за короткий промежуток времени. Конфигурация магнитного поля переходит от доминирующей дипольной структуры, почти параллельной оси вращения Солнца, к сильно наклоненному диполю и мультиполю высокой степени в максимуме Динамика корональных дыр отражает эту перестройку структуры магнитного поля.

Динамика корональных дыр, соответствующих динамике фоновых фотосферных

магнитных полей, выявляет связь в ходе цикла солнечной активности со сменой знака магнитного поля Солнца. Смена знака общего магнитного поля Солнца происходит в максимуме солнечной активности во время доминирования секторной структуры магнитного поля. Активная фаза процесса смены знака общего магнитного роля Солнца происходит при двухсекторной структуре. Внутри этих униполярных секторов происходит перераспределение магнитных полей положительной и отрицательной полярности между северным и южным полушариями, ведущее к смене доминирующей полярности фотосферного магнитного поля на полюсах Солнца. Это свидетельствует о том, что смена знака магнитного поля Солнца есть результат глобальных процессов эволюции магнитных полей Солнца, а не меридиональной миграции диссипировавших магнитных полей хвостовых пятен активных областей.

Изучение долготного распределения корональных дыр в течение 1996 - 2001 годов приводит к заключению о том, что они располагались не случайным образом. Корональные дыры, соответствующие фотосферным магнитным полям отрицательной полярности, имели тенденцию концентрироваться, главным образом, на одних долготных интервалах, а положительных на других. Эти униполярные долготные структуры чередуются.

Эволюция полярных и неполярных корональных дыр тесно связаны между собой. Отростки от полярных корональных дыр часто направлены к неполярным корональным дырам, соответствующим фотосферным магнитным полям той же полярности, расположенным на низких широтах или даже в другом полушарии. Иногда части от полярных корональных дыр отделяются и формируют отдельную независимую неполярную корональную дыру. Наблюдаются также и процессы объединения независимой неполярной корональной дыры с полярной. Рассмотрение динамики полярных и неполярных корональных дыр приводит к заключению, что они имеют общую природу.

Динамика корональных дыр показывает, что их эволюция является частью общих эволюционных процессов, отражающих изменения магнитного поля Солнца в ходе цикла солнечной активности. Все это говорит о том, что динамика фотосферных магнитных полей, проявляющаяся в поведении корональных дыр, является частью более фундаментальных процессов.

На основе проведенного анализа фоновых фотосферных магнитных полей как по изучению прямых магнитограмм Солнца, так и с использованием корональных дыр в качестве трассеров униполярных фотосферных магнитных полей, а также магнитных полей активных областей, их динамики на фазе роста солнечной активности можно сделать заключение о том, что фоновые фотосферные магнитные поля не являются просто продуктом диссипации и миграции распадающихся магнитных полей активных областей. Выявленная динамика фоновых фотосферных магнитных полей резко отличается от известной эволюции активных областей в ходе циклов солнечной активности. Для активных областей характерно появление в минимуме активности на широтах ±45°. С ростом солнечной активности зоны пятен смещаются по направлению к экватору до широт ±15°, а последние пятна цикла наблюдаются на широтах ±8° Униполярные же фоновые магнитные поля, судя по динамике корональных дыр, в минимуме активности концентрируются на низких широтах в районе экватора. На фазе роста солнечной активности они, в основном, наблюдаются на широтах активных областей, отражая зональную структуру фотосферного магнитного поля. С переходом

от зональной структуры магнитного поля к секторной в максимуме солнечной активности униполярные фотосферные магнитные поля формируют чередующиеся сектора положительной и отрицательной полярности. Перестройка их структуры в ходе цикла солнечной активности с зональной на секторную и ведущее к смене знака общего магнитного поля Солнца их перераспределение внутри этих секторов свидетельствует о том, что они являются отражением общих глобальных процессов, регулирующих всю солнечную активность.

Согласно проведенному исследованию картина изменения магнитных полей в ходе циклов солнечной активности представляется следующей: имеется практически неизменное с циклом фоновое поле с грануляционной и супергрануляционной структурой. В практически "чистом" виде его можно выделить в минимуме на солнечном диске и на фазе роста солнечной активности в экваториальных областях. В это время активные области и короиальные дыры на экваторе не наблюдаются. С ростом солнечной активности на широтах активных областей на это фоновое поле накладываются магнитные поля всплывающих и диссипирующих магнитных потоков, достигающих в пятнах максимальных значений. Второй составляющей являются униполярные фоновые магнитные поля со значениями напряженности магнитного поля до сотен Гаусс. Динамика этих полей отражает 22-летний цикл магнитной активности Солнца и процесс смены знака общего магнитного поля. Третьей составляющей являются магнитные поля активных областей достигающие значений в несколько тысяч Гаусс. С этими полями связаны такие проявления солнечной активности как вспышки, корональные выбросы массы. Динамика и взаимодействие всех этих магнитных полей в ходе циклов солнечной активности и определяет видимую структуру солнечного магнитного поля. Источники этих полей различны, но существует некий единый механизм определяющий характер их поведения и его резкого изменения.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Bilenko I.A., "Coronal hole evolution during 1996-1999", Solar Physics, 2001, V.199, p.23-35.

2. Bilenko I.A., "Coronal holes and the solar polar field reversal", Astronomy and astrophysics, 2002, V.396, N2, p.657-666.

3. Bilenko I.A., Podgorny A.I., and Podgorny I.M., "The possibility of energy accumulation in a current sheet above the NOAA 9077 active region prior to the flare on 14 July 2000", Solar Physics, 2002, V.207, p.323-336.

4. Билеико И.А., Ковалев B.A., "О формировании радиополос уярчения вблизи холодных волокон на Солнце", Письма в астрономический журнал, 2002, V28, N3, р.195-198.

5. Подгорный И.М., Подгорный А.И. и Биленко И.А., "Солнечная вспышка Бастилия. Численное моделирование", Известия АН. Серия физическая, 2003, т.67, N.3, С.405.

6. Биленко И.А., Кононович Э.В., "Структура магнитного поля по наблюдениям комплекса солнечной активности в начале 23 цикла", труды конференции: "Крупномасштабная структура солнечной активности: достижения и перспективы", Санкт - Петербург, 1999, с.15-20.

7. Биленко И.А., Кононович Э.В., "Исследование тонкой структуры магнитных полей в областях дислокации экваториальных корональных дыр за период 1996-1999 гг.", труды конференции: "Структура и динамика солнечной короны", Троицк 1999, с.34-41

8. Биленко И.А., "Стуктура и динамика распределения корональных дыр и фотосфериых магнитных полей, и смена знака магнитного поля Солнца", сборник трудов конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН, Пулково, Санкт - Петербург 2001, с.49-55.

9. Биленко И.А., "Динамика структуры магнитного поля в солнечном ветре и ее связь с корональными процессами", Труды научной конференции стран СНГ и Прибалтики: "Активные процессы на Солнце и звездах", 2002, Санкт-Петербург, с.144-147.

10. Биленко И.А., "Изменения структуры фотосфериых магнитных полей и смена знака магнитного поля Солнца", Труды конференции: "Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля Солнца", 2002, ГАО РАН, Пулково, Санкт-Петербургт, 2002, с.51.

11. Подгорный И.М., Подгорный А.И. и Биленко И.А., "Солнечная вспышка Бастилия. Численное моделирование", Труды научной конференции стран СНГ и Прибалтики: "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 2002, с.233-236.

12. Belenko I.A., "Evolutionary Changes of Solar Wind, Coronal Holes, and Photo-spheric Magnetic Structures During 1996 - 1999 Years", тезисы докладов международной конференции:"Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналогии", ГАО РАН, Пулково, Санкт-Петербург 17 - 22 сентября 2000 г. с.249.

Личный вклад

При анализе структуры магнитных полей как активных областей, так и фоновых магнитных полей по прямым магнитографическим наблюдениям, а также и по трассерам, анализ всех наблюдательных данных, построение алгоритмов и программ их обработки осуществлялся автором самостоятельно.

В совместных работах автор принимал участие в формулировке задач, выполнении расчетов и анализе полученных результатов.

Список литературы

[1] Козик С.М., Астрономический журнал, 1949, т.26, N.1, с.28.

[2] Витинский Ю.И., Конецкий М., Куклин Г.В., "Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца", 1986, Москва, Наука.

[3] Иванов Е.В., Известия академии наук, серия физическая, 1995, т.59, N.7, с.29.

[4] Козлова Л.М., труды ГАИШ, T.LXXI, "Физика Солнца и космическая электродинамика", 2001, с.199.

[5] Козлова Л.М., Сомов Б.В., Астрономический журнал, 2000, т.77, N.6, с.460.

[6] Макаров В.И., Тлатов А.Г., Астрономический журнал, 2000, т.77, N.11, с.858.

[7] Маланушенко Е.В., диссертация на соискание ученой степени кандидата физ.-мат. наук, Санкт-Петербург, 2001.

[8] Обридко В.Н., "Солнечные пятна и комплексы активности", Москва, Наука, 1985.

[9] Подгорный А.И. и Подгорный И.М., Астрономический журнал, 2001, т.78, N.1, с.71.

[10] Чистяков В.Ф., Известия ГАО в Пулкове, 1965 т.24, 2, N.178, с.60.

[11] Howard R.F., Annu. Rev. Astron. Astrophys., 1996, V.34, p.75.

[12] Nolte J.T., Krieger A.S., Timothy A.F., Gold R.E., Roelof E.C., Vaiana G., Lazarus A.J., Sullivan J.D., and Mcintosh P.S., Solar Physics, 1976, V.46, p.303.

[13] McKenzie J.F., Banaszkiewicz M., and Axford W.I., Astronomy and Astrophysics, 1995, V.303, N.3, p.45.

[14] Parker E.N., "Cosmical Magnetic Fields", 1979, Clarendon Press, Oxford.

[15] Podgorny A.I., Solar Physics, 1995, V.156, p.41.

[16] Podgorny A.I., and Podgorny I.M., Solar Physics, 1992, V.139, p.125.

[17] Sheeley N.R., and Harvey J.W., Solar Physics, 1981, V.70, p 237.

[18] Schrijver C.J., and Title A.M., Solar Physics, 2002, V.207, p.223.

[19] Somov B.V., "Physical Processes in Solar Flares", Kluver Academic Publishers, Dordrecht, Holand, 1992.

[20] Stenflo J.O., Solar Physics, 1973, V.32, p.41.

Отпечатано в копицентре «Учебная полиграфия» Москва, Ленинские горы, МГУ, 1 Гуманитарный корпус. чу ww.stprint.ru e-mail ¿akaz@stprint.ru тел 939-3338 Заказ № 424, тираж 100 экз Подписано в печать 24. 12. 2003

I 1

P.-865

РНБ Русский фонд

2004-4 23067

Содержание диссертации автор исследовательской работы: кандидата физико-математических наук, Биленко, Ирина Антоновна

Введение

Научная новизна

Научная и практическая ценность

Личный вклад автора

Апробация

Структура и объем диссертации

Положения выносимые на защиту

Описание используемых данных

Глава

Анализ фоновых фотосферных магнитных полей

1.1. Структура фоновых фотосферных магнитных полей за период 1996 - 1999 годы

1.2. Фотосферные магнитные поля невозмущенной фотосферы вблизи комплекса активности

1.3. Выводы к первой главе

Глава

Исследование тонкой структуры фотосферных магнитных полей в областях расположения неполярных корональных дыр

2.1. Особенности структуры фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр и свободных от них

2.2. Изменение структуры, напряженности и магнитных потоков в областях расположения корональных дыр и свободных от них на фазе роста солнечной активности

23-го цикла

2.3. Выводы ко второй главе

Глава

Анализ динамики фотосферных магнитных полей по корональным дырам

3.1. Динамика распределения корональных дыр по диску Солнца

3.2. Анализ динамики фотосферных магнитных полей по корональным дырам в 21-м и 22-м солнечных циклах

3.3. Изучение динамики магнитного поля Солнца с использованием гармонического анализа

3.4. Особенности долготного распределения фотосферных магнитных полей из анализа динамики корональных дыр

3.5. Выводы к третьей главе

Глава

Смена знака общего магнитного поля Солнца

4.1. Процесс смены знака общего магнитного поля

Солнца

4.2. Смена знака общего магнитного поля Солнца и динамика распределения корональных дыр в 23-м цикле солнечней активности

4.3. Смена знака общего магнитного поля Солнца и динамика распределения корональных дыр в 21-м и 22-м циклах солнечной активности

4.4. Связь процесса смены знака общего магнитного поля Солнца с напряженностью магнитного поля на полюсах

4.5. Выводы к четвертой главе

Глава

Магнитные поля активных областей и сопоставление различных проявлений солнечной активности

5.1. Магнитные поля активных областей

5.2. Общие закономерности в различных явлениях солнечной активности

5.3. Анализ параметров солнечного ветра у орбиты

Земли

5.4. Выводы к пятой главе 175 Приложение

Солнечная вспышка 14 июля 2000 года. Численное моделирование возможности накопления энергии вспышки при изменении магнитных полей в активной области

П. 1.1. Постановка задачи

П.1.2. Описание численного метода

П. 1.3. Моделирование возникновения токового слоя вблизи особой линии магнитного поля а при изменении поля на фотосфере

П. 1.4. Создание токового слоя вблизи особой линии магнитного поля Ь

П.1.5. Образование токового слоя при погружении магнитного потока

П.1.6. Выводы к приложению

Введение диссертация по астрономии, на тему "Динамика фотосферных магнитных полей Солнца"

Важнейшей задачей исследования Солнца является построение единой теории солнечной активности. Существуют три группы теорий солнечных циклов. Первая, развиваемая со времен Р. Вольфа, утверждает, что солнечная активность обусловлена внешними воздействиями на Солнце со стороны планет. Вторая - тоже рассматривает, прежде всего, приливные воздействия планет на Солнце, однако основная причина солнечной активности лежит внутри самого Солнца, а планетные воздействия являются возмущающими факторами. Третья группа, доминирующая в настоящее время, исходит из того, что причину солнечной активности следует искать в самом Солнце и что внешние воздействия вряд ли имеют существенное значение.

Магнитные поля играют существенную, если не определяющую роль в формировании и динамике процессов солнечной активности. Изучение временных и пространственных вариаций магнитных полей как локальных, связанных с отдельными явлениями, так и общих, глобальных процессов в ходе цикла солнечной активности позволяет глубже понять природу цикличности солнечной активности. Солнечные магнитные поля имеют широкий пространственный и временной диапазон: от комплексов активности с напряженностью магнитного поля до нескольких кило Гаусс с потоком 1022 Мкс с характерным временем жизни в несколько месяцев, до магнитных полей так называемой "спокойной фотосферы" с характерными масштабами элементов порядка 1000 км и временем жизни 5 -г 10 минут.

Двадцатидвухлетний цикл солнечный активности по доступным нам наблюдениям выражается в смене знака общего магнитного поля Солнца, смене полярности ведущих и хвостовых пятен активных областей, в циклических изменениях различных образований солнечной атмосферы таких, например, как циклические изменения активных областей, волокон, вспышек, корональных дыр и т. п. Периоды этих явлений сдвинуты относительно друг друга и определенным образом коррелируют между собой, отражая процессы происходящие во внутренних слоях Солнца, недоступных прямым наблюдениям и являющихся первоисточником цикличности солнечной активности.

Солнечные пятна являются одним из наиболее изученных, хотя до конца и не понятных проявлений солнечной активности. История их наблюдений насчитывает более четырех веков. Собран огромный наблюдательный материал. По динамике чисел Вольфа, рассчитываемых по ежедневным наблюдениям пятен, изучается цикличность солнечной активности, строятся модели, прогнозируются будущие солнечные циклы. Магнитные поля солнечных пятен в активных областях содержат зоны с самыми высокими значениями напряженности магнитного поля на фотосфере. Их изменения, всплывание новых магнитных потоков или исчезновение существующих, вариации значений напряженности магнитного поля в активных областях, а также изменения расположения отдельных пятен, по-видимому, являются причиной такого яркого явления солнечной активности, имеющего большое значение в физике солнечно-земных связей, как вспышки. Согласно некоторым моделям, динамика поверхностных фотосферных магнитных полей и наблюдаемый характер глобального магнитного поля определяется магнитными полями активных областей. Процессами дифференциального вращения, меридиональных дрейфов, супергрануляционных движений они разрушаются и формируют фоновые магнитные поля. Теория солнечного динамо считает основной проблему источника зарождения активных областей и их динамики (Parker, [137]). Процесс смены знака магнитного поля Солнца на полюсах, согласно этой теории, есть результат меридиональной миграции диссипировавших магнитных полей хвостовых пятен к соответствующим полюсам. Однако наблюдения последних лет позволяют сделать выводы о более самостоятельной и значительной роли фоновых фотосферных магнитных полей. Анализ вращения этих магнитных структур выявил принципиальные различия в их поведении в ходе цикла солнечной активности. Весь магнитный цикл солнечной активности представляется результатом как самостоятельного развития, так и взаимного влияния этих полей. Делается вывод о том, что фоновые фотосферные магнитные поля не являются простым продуктом диссипации магнитных полей активных областей, а являются отражением глобальных процессов.

Распределения магнитных полей по широте и долготе и их изменения в ходе цикла солнечной активности являются неравномерными. Так активные области имеют тенденцию формироваться на определенных широтах, так называемых "широтах активных областей" ±(10° 4- 45°). Динамика пятнообразования в ходе цикла формирует знаменитые бабочки Маундера. При анализе долготного распределения были выявлены "активные долготы": долготные интервалы, характеризующиеся повышенной вероятностью формирования активных областей.

Целью данной работы является изучение и анализ структуры фотосферных магнитных полей Солнца на различных временных и пространственных масштабах и их изменений в ходе цикла солнечной активности, а также связь с различными проявлениями солнечной активности, такими как вспышки, корональные дыры, волокна. Проводится детальный анализ процесса смены знака общего магнитного поля Солнца. Представлены модельные расчеты отдельных явлений. Показано, что на фазе роста солнечной активности имеет место перестройка структуры распределения фоновых фотосферных магнитных полей от доминирования зонального, параллельного экватору, распределения фотосферных магнитных полей в минимуме и начале роста солнечной активности, к секторной, меридиональной структуре, в максимуме. Причем переход от доминирования одной структуры к другой происходит за короткий промежуток времени.

В настоящей работе динамика фоновых фотосферных магнитных полей рассматривалась как по прямым наблюдениям фотосферы, так и по трассерам таким, например, как корональные дыры. Выявлены различное их распределение по солнечному диску в ходе цикла солнечной активности и доминирующая роль фотосферных магнитных полей в процессе смены знака общего магнитного поля Солнца, играющего важную роль во всей эволюции глобального магнитного поля. Процесс смены знака общего магнитного поля, в настоящее время интерпретируется как образование униполярных зон магнитных полей новой полярности в экваториальных областях и их плавная миграция к полюсам противоположной полярности. В данной работе показано, что смена знака магнитного поля на полюсах Солнца происходит при доминировании секторной структуры и установлении двух чередующихся униполярных секторов с доминирующей положительной или отрицательной полярностью фотосферного магнитного поля в период максимума солнечной активности. В этих униполярных секторах происходит перераспределение положительных и отрицательных фотосферных магнитных полей, отражающее процесс смены знака общего магнитного поля Солнца.

Существует тесная, хотя и не ясная до конца, связь между изменениями структуры фотосферных магнитных полей и параметрами солнечного ветра у орбиты Земли. Многими исследователями большая роль в вопросах формирования и ускорения солнечного ветра отводится корональным дырам. Места их расположения связывают с районами формирования высокоскоростных потоков солнечного ветра, корональные дыры считаются источниками высокоскоростных геоэффективных потоков солнечного ветра. В отдельных работах делаются выводы о формировании и низкоскоростных потоков на границах корональных дыр. Изучение особенностей атмосферы Солнца в областях расположения корональных дыр на всех уровнях необходимо для выяснения природы формирования солнечного ветра и механизма его ускорения. Показано, что структура магнитных полей фотосферы в областях, соответствующих расположению корональных дыр, отличается от структуры магнитных полей невозмущенной фотосферы и что с ростом солнечной активности эти различия увеличиваются. Выявление источников как высокоскоростных, так и низкоскоростных потоков солнечного ветра, а также процесса его ускорения в атмосфере Солнца является одной из фундаментальных проблем физики Солнца. В работе выявлены те же периоды в параметрах солнечного ветра на орбите Земли, что найдены и для фотосферных магнитных полей. Изучение динамики различных структур фотосферного магнитного поля важно для всей физики солнечно-земных связей.

В данной работе проводится детальный анализ временного и пространственного распределения корональных дыр на поверхности солнечного диска на протяжении фазы роста активности и их связи с эволюцией активных областей, потока солнечного излучения на частоте 2800 МГц, среднего магнитного поля Солнца и тонкой структуры фотосферных магнитных полей за тот же период.

На примере реальной активной области NOAA 9077 решением системы трехмерных МГД уравнений показана возможность аккумуляции энергии ~ 5 х 1032 эрг в короне перед вспышкой 14 июля 2000. Наблюдаемое возрастание поля пятен привело к появлению вертикального токового слоя в окрестности особой линии магнитного поля. Сила магнитного натяжения ускоряет плазму вдоль слоя, что должно вызвать выброс корональной плазмы в межпланетное пространство, наблюдаемый при вспышке. Генерация протонов сверхвысоких энергий во время вспышки объясняется их ускорением в электрическом поле вдоль особой линии. Показана также возможность образования токового слоя при погружении магнитного потока под фотосферу.

Анализ наблюдений различных проявлений солнечной активности в различных диапазонах длинах волн, позволяет уточнять конфигурацию магнитного поля в данной области, что важно для понимания физических процессов, формирующих это явление, а также для построения общей картины распределения магнитных полей на поверхности Солнца и их динамики в ходе цикла солнечной активности.

Научная новизна

Впервые анализ фотосферных магнитных полей проводился на таком объеме данных - ежедневных данных магнитограмм полного диска Солнца в линии Fel Л = 8688 А, ежедневных данных по корональным дырам в линии Не1 Л = 10830 А, значений общего магнитного поля Солнца, потока солнечного излучения на частоте 2800 МГц, параметров активных областей, волокон, значений параметров солнечного ветра на орбите Земли.

Впервые показаны циклические изменения структуры фоновых фотосферных магнитных полей в ходе цикла солнечной активности, что говорит о необходимости учета циклических вариаций параметров структуры при анализе и сравнении различных явлений на фотосфере в различные моменты цикла солнечной активности. Показано, что поведение фоновых фотосферных магнитных полей на фазе роста солнечной активности различно в зависимости от широты их расположения.

Впервые на базе ежедневных данных проанализированы изменения числа и расположения на диске Солнца корональных дыр, отражающие динамику униполярных магнитных областей. Изменение их числа коррелирует с изменением чисел Вольфа. Выделены корональные дыры, формирование и эволюция которых связаны с активными областями, и не связанные с ними. Найдены три периода различного распределения неполярных корональных дыр по диску Солнца, наблюдающиеся в минимуме, на фазе роста, и в максимуме солнечной активности, отражающие перестройку структуры глобальных магнитных полей.

В работе выявлена глобальная перестройка структуры магнитных полей в ходе солнечного цикла от доминирующей в минимуме зональной к секторной в максимуме и на фазе спада солнечной активности, которая определяет изменение характера поведения всех процессов, происходящих как на фотосфере, так и в атмосфере Солнца. Причем переход от одной доминирующей структуры к другой происходит не плавно и постепенно, а скачкообразно, на протяжении 1-2 оборотов Солнца. Показывается, что секторная структура фоновых фотосферных магнитных полей, существующая на конечной стадии фазы роста и максимума солнечного цикла, является основой для смены знака общего магнитного поля Солнца. Впервые проводится детальный анализ динамики широтно-долготного распределения униполярных областей по корональным дырам внутри этих униполярных секторов. Показано, что перераспределение фотосферных магнитных полей положительной и отрицательной полярности в этих униполярных секторах ведет к смене знака общего магнитного поля Солнца.

Впервые проведен совместный корреляционный анализ большого числа индексов и параметров солнечной активности, таких как значения потока солнечного излучения на частоте 2800 МГц, числа корональных дыр, значения общего магнитного поля Солнца, параметров солнечного ветра.

При моделировании процесса накопления энергии во вспышечной области, впервые для конкретной активной области и вспышки, показана возможность накопления необходимой для этой вспышки энергии при определенной динамике фотосферных магнитных полей, а также впервые показана возможность формирования особых линий, где накопление энергии не происходит. Впервые численно моделируется образование токового слоя при погружении магнитного потока под фотосферу.

Впервые предложен практический метод определения конфигурации магнитного поля вблизи холодных волокон по наблюдениям в различных длинах волн в радиодиапазоне.

Научная и практическая ценность

Проведенный анализ магнитных полей Солнца на основе ежедневных магнитограмм и данных различных наземных и космических обсерваторий имеет важное значение для понимания процессов, происходящих в атмосфере Солнца, их влияния на околоземное пространство и понимание собственно природы цикличности солнечной активности. Показано, что фоновые фотосферные магнитные поля не являются просто остаточными полями распавшихся активных областей, а отражают глобальные процессы, происходящие во внутренних областях Солнца. Показано, что динамика этих полей имеет тесную связь с процессом смены знака общего магнитного поля Солнца. Параметры тонкой структуры магнитных полей так же имеют вариации в ходе цикла солнечной активности.

Выявленные различия структуры фотосферного магнитного поля в местах расположения корональных дыр и невозмущенной фотосферы и их изменения в ходе циклов солнечной активности важны для понимания природы формирования и ускорения высокоскоростных потоков солнечного ветра.

Выявленное изменение структуры распределения фотосферных магнитных полей в ходе цикла солнечной активности будет полезно при анализе других проявлений солнечной активности, которые в большинстве своем определяются этими магнитными полями, а также это важно для построения реалистичных моделей солнечного цикла. Найденные закономерности в поведении различных проявлений солнечной активности с учетом определяющего влияния перестройки структуры магнитного поля Солнца являются важными для прогнозирования солнечной активности с учетом реальных физических процессов, происходящих на Солнце.

Проведенные расчеты возможности накопления энергии вспышки в активной области NOAA 9077, произошедшей 14 июля 2000 года, показали наличие особой линии магнитного поля, где возможно накопление энергии необходимой для формирования токового слоя и вспышки, а также, возможно, и коронального выброса массы, что, безусловно, важно для понимания такого важного явления, как вспышки, и дальнейшего развития теории вспышечных процессов.

Исследование пространственного распределения интенсивности радиоизлучения холодного волокна в рамках обобщенной модели Киппенхана-Шлютера, на основе численного расчета радиоизлучения в сантиметровом диапазоне волн с использованием модели температурного переходного слоя Анзера и Хейнцеля показало, что вблизи волокна в депрессии (относительно уровня излучения спокойного Солнца) должны наблюдаться две симметричные полосы уярчения. Эффект доступен современным наблюдениям. Отсутствие полос при наблюдениях с достаточным угловым разрешением свидетельствует о реализации другого типа модели - с узким (ненаблюдаемым) температурным переходным слоем поперек магнитного поля, в частности, модели типа Куперуса-Рааду. Это позволяет по наблюдательным данным определять конфигурацию магнитного поля спокойных волокон.

Необходимо подчеркнуть, что данная работа выполнена по непосредственным результатам наблюдений. Достоверность и обоснованность результатов обеспечиваются большим объемом использованных наблюдательных данных, на которые не накладывались никакие предварительные теоретические предположения, и их тщательным анализом. Поскольку на исходные данные не накладывались никакие предварительные теоретические предположения, результаты, полученные в ней могут служить материалом для последующих теоретических разработок.

Личный вклад автора

Апробация

Основные результаты, включенные в диссертацию, докладывались на конференциях:

Крупномасштабная структура солнечной активности: достижения и перспективы, ГАО РАН, Санкт - Петербург 2125 июня 1999 г. Конференция, посвященная 275-летию Российской академии наук и 160-летию Пулковской обсерватории;

Структура и динамика солнечной короны, Международная конференция по солнечной физике, посвященная памяти профессора Г.М. Никольского, Троицк 4-8 октября 1999 г.;

Солнце в максимуме активности и солнечно - звездные аналогии, ГАО РАН Пулково, Санкт - Петербург, 17-22 сентября 2000 г.;

European Astronomy at the Turn of the Millennium. Joint European and National Astronomical Meeting, Moscow Russia, May 29 - June 3, 2000 г.;

Солнце в эпоху смены знака магнитного поля, ГАО РАН, Пулково, Санкт - Петербург, 28 мая - 1 июня 2001 г.;

Всероссийская астрономическая конференция, Санкт Петербург, 6-12 августа 2001 г.;

XXV АппатитскиЙ ежегодный семинар "Физика авроральных явлений", 26 февраля - 1 марта 2002 г.;

Научная конференция: "Международное сотрудничество в области астрономии: состояние и перспективы", Москва, 25 мая -2 июня 2002 г.;

Научная конференция стран СНГ и Прибалтики: "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 1-6 июля 2002 г.;

Международная конференция: "Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля Солнца", ГАО РАН Пулково, Санкт-Петербург, 17 - 22 июня 2002 г.

Все результаты опубликованы в периодических астрономических изданиях.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав, двух приложений, заключения и списка литературы. Полный объем диссертации - 231 страница, включая 55 рисунков. Список литературы насчитывает 165 наименований.

Заключение диссертации по теме "Астрофизика, радиоастрономия"

П.2.2. Выводы к приложению 2

Проведенный расчет распределения яркостной температуры радиоизлучения в окрестности холодного волокна для обобщенной модели Киппенхана-Шлютера с использованием параметров температурной переходной области, рассчитанной Анзером и Хейнцелем, показал, что в этой модели должен иметь место эффект уярчения. Наличие протяженной температурной переходной области, обусловленной высокой электронной теплопроводностью в этой модели, приводит к значительному уярчению относительно излучения спокойной короны в микроволновом диапазоне. Показано, что при наблюдении волокна на диске в депрессии (относительно уровня излучения спокойного Солнца) должны наблюдаться две симметричные полосы уярчения. Эффект доступен наблюдениям на современных инструментах. Следует отметить, что в расчетах использованы наиболее "жесткие" условия параметров: так плотность корональной плазмы является одной из самых низких из существующих моделей. Увеличение плотности возмущенной области увеличивает эффект уярчения. Наличие разреженной полости вокруг волокна может "отдалить" полосу от волокна.

Наблюдение этого эффекта будет свидетельствовать о реализации модели волокна Киппенхана-Шлютера. Вполне вероятно, что радиополосы уярчения, наблюдаемые Зандановым, Лесовым и Ураловым (Занданов, Лесовой, Уралов, [18]), объясняются обсуждаемым эффектом.

Отсутствие эффекта уярчения в радионаблюдениях может свидетельствовать о реализации других типов моделей волокна (типа Куперуса-Рааду) с узким (практически ненаблюдаемым) температурным переходным слоем, обусловленным пониженной теплопроводностью плазмы поперек магнитного поля волокна.

Заключение

Проведенное исследование позволяет сделать вывод о том, что структура фоновых магнитных полей в ходе циклов солнечной активности имеет различную динамику на разных широтах. Она определяется изменением распределения активных областей и в еще большей степени - корональных дыр. На широтах активных областей она коррелирует с числами Вольфа, отражая рост пятенной активности Солнца на фазе роста солнечной активности, а в области экватора в большей степени с числом низкоширотных корональных дыр.

Проведенный анализ структуры магнитных элементов фотосферного магнитного поля позволяет сделать вывод о том, что структура фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр и свободных от них различна. Отличается также и динамика фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр и областях свободных от них в ходе цикла солнечной активности. Это свидетельствует о том, что корональные дыры не являются чисто корональными образованиями. Области, которые в короне регистрируются как зоны с пониженным излучением в ультрафиолетовом, рентгеновском и микроволновом диапазонах, характеризуются также и измененной структурой магнитного поля в подстилающей фотосфере.

Рассмотренная динамика корональных дыр позволяет разделить неполярные корональные дыры на корональные дыры, связанные с активными областями, и корональные дыры, связанные с униполярными фоновыми фотосферными магнитными полями. Рост как общего числа неполярных корональных дыр, так и отдельно корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, регистрируемым каждый день, коррелирует с ростом чисел Вольфа, хотя далеко не все корональные дыры связаны с активными областями. Возникновение и эволюция корональных дыр, связанных с активными областями, определяется процессами, происходящими в активных областях, динамикой магнитных полей этих активных областей. Они вращаются с теми же скоростями, что и активные области, к которым они относятся. Корональные дыры униполярных фоновых фотосферных магнитных полей характеризуются более твердотельным вращением. Их формирование и динамика определяются глобальными магнитными полями. Поведение корональных дыр, связанных в своей эволюции с активными областями и не связанных с ними различно, что дает основание для разделения неполярных корональных дыр на два класса: корональные дыры, генетически связанные с активными областями, и корональные дыры, связанные с униполярными областями фоновых магнитных полей.

Найдены три периода в распределении неполярных корональных дыр по солнечному диску, отражающие изменение распределения фоновых фотосферных магнитных полей. В минимуме активности они располагаются в районе экватора, и корональные дыры, соответствующие фотосферным магнитным полям положительной полярности, мигрируют в направлении южного полюса, а отрицательной - северного. В течение второго периода соблюдается правило соответствия полярностей: корональные дыры располагаются, в основном, на широтах активных областей, и их полярность соответствует знаку поля на полюсе соответствующей полусферы. В течение третьего периода устанавливается режим чередования долготных интервалов, занятых корональными дырами, соответствующими либо положительным, либо отрицательным фотосферным магнитным полям, и устанавливается секторная структура распределения фотосферных магнитных полей. Динамика корональных дыр отражает перераспределение положительных и отрицательных фотосферных магнитных полей внутри этих секторов. Все эти изменения отражают изменение распределения фотосферных магнитных полей от доминирования зональной структуры в минимуме солнечной активности к доминированию секторной структуры в максимуме и на фазе спада солнечной активности.

Режим чередования корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, отражает секторную структуру магнитного поля. Эта структура устанавливается в северной и южной полусферах в разное время. В северной полусфере она наблюдается с ноября 1998 г., а в южном -с октября 1997 г. Хотя значения напряженности магнитного поля на полюсах малы по сравнению со значениями напряженности в активных областях, изменения их в ходе цикла солнечной активности свидетельствуют о том, что они являются его важной компонентой. Первый период распределения корональных дыр совпадает с максимальным значением напряженности магнитного поля на полюсах. Он продолжается до середины 1997 года, когда напряженность поля на полюсах начинает уменьшаться, и устанавливается секторная структура. Вблизи максимума солнечного цикла значения напряженности магнитного поля на полюсах имеют минимальное значение, и происходит смена знака общего магнитного поля Солнца. Переход от зональной структуры распределения магнитных полей к секторной происходит за короткий промежуток времени, примерно в течение 1-2 оборотов Солнца. Конфигурация магнитного поля переходит от доминирующей дипольной структуры, почти параллельной оси вращения Солнца, к сильно наклоненному диполю и мультиполю высокой степени в максимуме. Динамика корональных дыр отражает эту перестройку структуры магнитного поля.

Динамика корональных дыр, соответствующих динамике фоновых фотосферных магнитных полей, выявляет связь в ходе цикла солнечной активности со сменой знака магнитного поля Солнца на полюсах. Смена знака общего магнитного поля Солнца происходит в максимуме солнечной активности во время доминирования секторной структуры магнитного поля. Активная фаза процесса смены знака общего магнитного поля Солнца происходит при существовании двух униполярных секторов неполярных корональных дыр. Внутри этих секторов происходит перераспределение униполярных областей положительной (в положительном униполярном секторе) и отрицательной (в отрицательном униполярном секторе) полярности между северным и южным полушариями Солнца, сопровождаемое увеличением площадей неполярных корональных дыр, соответствующих магнитным полям новой полярности данного полюса, ведущее к смене доминирующей полярности фотосферного магнитного поля на полюсах Солнца. Наблюдается как бы смещение максимума распределения корональных дыр каждой полярности и их площадей по направлению к полюсам новой полярности. Это свидетельствует о том, что смена знака магнитного поля Солнца есть результат глобальных процессов эволюции магнитных полей Солнца, а не меридиональной миграции диссипировавших магнитных полей хвостовых пятен активных областей.

Изучение долготного распределения корональных дыр в течение рассматриваемого периода приводит к заключению о том, что корональные дыры в течение всего рассматриваемого периода располагались не случайным образом. Корональные дыры, соответствующие фотосферным магнитным полям отрицательной полярности, имели тенденцию концентрироваться, главным образом, на одних долготных интервалах, а положительных -на других. Эти униполярные долготные структуры чередуются. Причем, на протяжении 1997 - 1999 годов существовало две положительных и две отрицательных униполярных структуры. С конца 1999 года формируются две униполярных структуры: одна, отражающая распределение корональных дыр, соответствующих положительным фотосферным магнитным полям и другая -отрицательным. Этот момент соответствует моменту начала доминирования секторных гармоник. С конца 2000 года долготные интервалы расположения центров корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям изменяются. Выделенные долготные интервалы доминирования неполярных корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, существуют на протяжении всего рассматриваемого периода с 1976 по 2001 год включительно, и они сдвинуты относительно друг друга. Неполярные корональные дыры, имеющие наибольшие площади, локализуются в областях выявленных компактных долготных структур в распределении корональных дыр.

Динамика корональных дыр на протяжении 21-го, 22-го и первой половины 23-го солнечных циклов показывает, что их эволюция является частью общих эволюционных процессов, отражающих изменения структуры глобального магнитного поля Солнца в ходе циклов солнечной активности. Особенности поведения корональных дыр, не связанных с активными областями и отражающих динамику фоновых фотосферных магнитных полей, могут служить подтверждением заключения о том, что фоновые магнитные поля не являются простым продуктом диффузии активных областей.

Изменения полярных и неполярных корональных дыр тесно связаны между собой. Отростки от полярных корональных дыр часто направлены к неполярным корональным дырам, соответствующим фотосферным магнитным полям той же полярности, расположенным на низких широтах или даже в другом полушарии. Иногда части от полярных корональных дыр отделяются и формируют отдельную независимую неполярную корональную дыру. Наблюдаются также и процессы объединения независимой неполярной корональной дыры с полярной. Рассмотрение динамики полярных и неполярных корональных дыр приводит к заключению, что они имеют общую природу.

Все рассмотренные явления солнечной активности, при всем различии их проявлений, связи с магнитными полями различных пространственных и временных масштабов, выявляют общие периоды в смене характера своего поведения. Это говорит о едином механизме регуляции цикличности солнечной активности. Так, рассмотрение положения точек Козика-Чистякова показывает, что они совпадают с найденными в данной работе переломными моментами в поведении магнитного поля Солнца, динамикой зональных и секторных структур.

На основании проведенного исследования фоновых фотосферных магнитных полей как по изучению прямых магнитограмм Солнца, так и с использованием корональных дыр в качестве трассеров униполярных фотосферных магнитных полей, а также магнитных полей активных областей, их динамики в ходе циклов солнечной активности можно сделать заключение о том, что фоновые фотосферные магнитные поля не являются просто продуктом диссипации и миграции распадающихся магнитных полей активных областей. Выявленная динамика фоновых фотосферных магнитных полей резко отличается от известной эволюции активных областей в ходе циклов солнечной активности. Для активных областей характерно появление в минимуме активности на широтах ±45°. С ростом солнечной активности зоны пятен смещаются по направлению к экватору до широт ±15°, а последние пятна цикла наблюдаются на широтах ±8°. Униполярные же фоновые магнитные поля, судя по динамике корональных дыр, в минимуме активности концентрируются на низких широтах в районе экватора. На фазе роста солнечной активности они, в основном, наблюдаются на широтах активных областей, отражая зональную структуру фотосферного магнитного поля. С переходом от зональной структуры магнитного поля к секторной в максимуме солнечной активности униполярные фотосферные магнитные поля формируют чередующиеся сектора положительной и отрицательной полярности. Перестройка их структуры в ходе цикла солнечной активности с зональной на секторную и ведущее к смене знака общего магнитного поля Солнца их перераспределение внутри этих секторов свидетельствует о том, что они являются отражением общих глобальных процессов, регулирующих всю солнечную активность.

Согласно проведенному исследованию картина изменения магнитных полей в ходе циклов солнечной активности представляется следующей: имеется практически неизменное с циклом фоновое поле с грануляционной и супергрануляционной структурой. В практически "чистом" виде его можно выделить в минимуме на диске Солнца и на фазе роста солнечной активности в области экватора. В это время активные области и корональные дыры на экваторе не наблюдаются. С ростом солнечной активности на широтах активных областей на это фоновое поле накладываются магнитные поля всплывающих и диссипирующих магнитных потоков, достигающих в пятнах максимальных значений. Второй составляющей являются униполярные фоновые магнитные поля со значениями напряженности магнитного поля до сотен Гаусс. Динамика этих полей отражает 22-х летний цикл магнитной активности Солнца и процесс смены знака общего магнитного поля. Третьей составляющей являются магнитные поля активных областей, достигающие значений в несколько кило Гаусс. С этими полями связаны такие проявления солнечной активности как вспышки, корональные выбросы массы. Динамика и взаимодействие всех этих магнитных полей в ходе циклов солнечной активности и определяет видимую структуру солнечного магнитного поля. Источники этих полей различны, но существует некий единый механизм, определяющий характер их поведения и резкого изменения.

В заключение хочу выразить искреннюю благодарность моему научному руководителю доктору физ.-мат. наук Филиппову Б.П. за внимание к моей работе и помощь в решении многих проблем. Я благодарна заведующему Майданакской лаборатории

ГАИШ Артамонову Б.П. за оказываемую им мне всестороннюю помощь и поддержку. Я искренне признательна своим соавторам по научным публикациям: Ковалеву В.А., Кононовичу Э.В., Подгорному А.И. и Подгорному И.М.; а также профессору Веселовскому И.С. за ценные обсуждения. Хочу выразить свою благодарность сотрудникам Майданакской лаборатории Кравцову В.В. и Гусеву А.С. за доброжелательные консультации и поддержку. Я благодарна Дж. Тодцу Хоексеме за предоставленные значения гармонических коэффициентов магнитного поля Солнца и У. Анзеру, любезно предоставившему данные своей модели переходной области волокна. В работе использованы данные Национальной солнечной обсерватории Китт Пик, полученные совместно с NSF/NOAO, NASA/GSFC, и NOAA/SELL, данные солнечной обсерватории "Wilcox"(США), космических аппаратов "Wind", "Yohkoh" и центра геофизических данных.

Список источников диссертации и автореферата по астрономии, кандидата физико-математических наук, Биленко, Ирина Антоновна, Москва

1. Ананьев И.В., Обридко В.Н., "Исследование периодов вращения фотосферных магнитных полей в 20-22 циклах", Астрономический журнал, 1999, т.76, N.12, с.942.

2. Беневоленская Е.Е., "Структура магнитного цикла Солнца", Астрономический журнал, 1994, т.20, N.7, с.551.

3. Бадалян О.Г., Обридко В.Н., Рыбак Я., Сикора Ю., "Северо-южная асимметрия солнечной активности", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт-Петербург, 2001, с.ЗЗ.

4. Биленко И.А., "Динамика структуры магнитного поля в солнечном ветре и ее связь с корональными процессами", трудынаучной конференции стран СНГ и Прибалтики: "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 2002, с.144.

5. Биленко И.А., Ковалев В.А., "О формировании радиополос уярчения вблизи холодных волокон на Солнце", Письма в Астрономический журнал, 2002, т.28, N.3, с.195.

6. Биленко И.А., Кононович Э.В., "Исследование тонкой структуры магнитного поля в областях дислокации экваториальных корональных дыр за период 1996-1999 гг.", труды международной конференции: "Структура и динамика солнечной короны", Троицк, 1999, с.34.

7. Биленко И.А., "Структура и динамика распределения корональных дыр и фотосферных магнитных полей, и смена знака магнитного поля Солнца", сборник трудов конференции: Солнце в эпоху смены знака магнитного поля. ГАО РАН, Пулково, Санкт Петербург 2001, с.49.

8. Брей Р. и Лоухед Р., "Солнечные пятна", 1967, Москва, Мир.

9. Васильева В.В., Макаров В.И., Тлатов А.Г., "Циклы вращения магнитного поля Солнца и его активности", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт-Петербург, 2001, с.79.

10. Вальдмайер М., "Результаты и проблемы исследования Солнца", 1950, Москва, Иностранная литература.

11. Витинский Ю.И., "Цикличность и прогнозы солнечной активности", 1973, Москва, Наука, с.101.

12. Витинский Ю.Н., Ихсанов Р.Н., "Некоторые особенности тонкой структуры дифференциального вращения Солнца", Солнечные данные, 1972, N.6, с.99.

13. Витинский Ю.И., Копецкий М., Куклин Г.В., "Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца", 1986, Москва, Наука.

14. Гопасюк С.И., Огирь М.Б., Северный А.В., Шапошникова Е.Ф., "Структура магнитных полей и ее изменения в районе солнечных вспышек", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 1963, т.29, с.15.

15. Иванов Е.В., "О пространственно-временном распределении факелов и солнечных пятен", Солнечные данные, 1986, N.7, с.61.

16. Иванов Е.В., "О связи межпланетного магнитного поля с крупномасштабным распределением солнечных магнитных полей", Солнечные данные, 1987, N.1, с.59.

17. Иванов Е.В., "Крупномасштабная организация солнечных магнитных полей", Известия академии наук, серия физическая, 1995, т.59, N.7, с.29.

18. Касинский В.В., "Дифференциальное вращение и крутильные колебания в 21-23 солнечных циклах по хромосферным трассерам", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт -Петербург, 2001, с. 189.

19. Кичатинов JI.JL, "Генерация крупномасштабных магнитных полей молодых звезд солнечного типа", Астрономический журнал, 2001, т.78, N.10, с.934.

20. Ковалев В.А., "О тепловом балансе и радиоизлучении холодных волокон на Солнце", Письма в Астрономический журнал, 1994, т.20, N.8, с.603.

21. Коваль А.Н., Степанян Н.Н., "Изменение магнитных полей пятен на двух уровнях в связи с развитием магнитных областей", Солнечно-Земная физика, Москва, ИЗМИРАН, 1972, вып.З, с.210.

22. Козик С.М., "К вопросу об индексе солнечной активности", Астрономический журнал, 1946, т.23, N.4, с.215.

23. Козик С.М., "Общий вид одиннадцатилетнего цикла пятнообразовательной деятельности Солнца", Астрономический журнал, 1949, т.26, N.1, с.28.

24. Козлова Л.М., Сомов Б.В., "Изменения интенсивности линии Не1 10830 А в ходе солнечного цикла", Астрономический журнал, 1998, т.75, N.4, с.598.

25. Козлова Л.М., Сомов Б.В., "Исследование корональных дыр по наблюдениям в ИК линиях Не1 и водородной линии На Астрономический журнал, 2000, т.77, N.6, с.460.

26. Козлова Л.М., "Хромосферная сетка по наблюдениям в ИК линии Не1 10830 А", в трудах ГАИШ, t.LXXI, "Физика Солнца и космическая электродинамика", 2001, с.199.31. под. ред. Койпера Дж., "Солнце", Москва, Иностранная литература, 1957.

27. Котов В.А., Степанян Н.Н., Щербакова З.А., "Роль фонового магнитного поля и полей активных областей и пятен в общем магнитном поле Солнца", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 1977, t.LVI, с.75.

28. Котов В.А., "Вращение Солнца и вращение его общего магнитного поля", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 1987, т.77, с.39.

29. Котов В.А., "Общее магнитное поле Солнца как звезды", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 1994, т.91, с.124.

30. Котов В.А., Ханейчук В.И., Цап Т.Т., "О магнитном поле Солнца перед максимумом 23-го цикла", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 2001, т.97, с.60.

31. Куклин Г.В., Обридко В.Н., "Проблема адекватного описания солнечного цикла", Известия академии наук, серия физическая, 1995, т.59, N.7, с.12.

32. Макаров В.И., Тлатов А.Г., "Крупномасштабное магнитное поле Солнца и 11-летние циклы активности", Астрономический журнал, 2000, т.77, N.11, с.858.

33. Маланушенко Е.В., "Обнаружение корональных дыр по наблюдениям в линии Не1 10830 А", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 1995, т.89, с.22.

34. Маланушенко Е.В., Степанян Н.Н., "Наблюдения Солнца в линии Не1 1083 нм в КрАО в 1999-2000 годах. Солнечная вспышка в июне 2000 г. и разрушение корональной дыры в ноябре 1999 г.", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 2001, т.97, с.69.

35. Маланушенко Е.В., "Исследование атмосферы Солнца в области корональных дыр", диссертация на соискание ученой степени кандидата физ.-мат. наук, Санкт-Петербург, 2001.

36. Милецкий Е.В., Наговицын Ю.А., "Северо-южная асимметрия солнечной активности и эпохи смены знака полярного магнитного поля Солнца", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт-Петербург, 2001, с.284.

37. Мордвинов А.В., Плюснина JI.A., "Когерентные структуры в динамике крупномасштабного магнитного поля Солнца", Астрономический журнал, 2001, т.78, N.8, с.753.

38. Обридко В.Н., "Солнечные пятна и комплексы активности", Москва, Наука, 1985.

39. Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д., "Корональные дыры и фотосферные магнитные поля", Астрономический журнал, 1990, т.67, N.4, с.890.

40. Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д., "Крупномасштабное магнитное поле на Солнце: экваториальная область", Астрономический журнал, 2000, т.77, N.2, с.124.

41. Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д., "Крупномасштабное магнитное поле на Солнце: зависимость от широты", Астрономический журнал, 2000, т.77, N.4, с.ЗОЗ.

42. Подгорный А.И., Подгорный И.М., "Численное МГД-моделирование образования послевспышечных петель", Астрономический журнал, 1998, т.75, N.1, с.132.

43. Подгорный А.И., Подгорный И.М., "Моделирование солнечной вспышки при всплывании нового магнитного потока", Астрономический журнал, 2001, т.78, N.1, с.71.

44. Подгорный И.М., Подгорный А.И. и Биленко И.А., "Солнечная вспышка Бастилия. Численное моделирование", труды научной конференции стран СНГ и Прибалтики: "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 2002, с.233.

45. Подгорный И.М., Подгорный А.И. и Биленко И.А., "Солнечная вспышка Бастилия. Численное моделирование", Известия АН Серия физическая, 2003, т.67, N.3, с.405.

46. Ривин Ю.Р., Обридко В.Н., "Частотный состав многолетних изменений магнитного поля Солнца как звезды", Астрономический журнал, 1992, т.69, N.5, с.1083.

47. Северный А.Б., "Проявление вспышек в нейтральных точках магнитного поля Солнца и пинч-эффект", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 1958, т.20, с.22.

48. Северный А.Б., "Расположение сильных вспышек в магнитных полях групп пятен", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 1963, т.36, с.161.

49. Северный А.Б., "Исследование магнитных полей, связанных со вспышками на Солнце", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 1969, т.22, с.12.

50. Степанян Н.Н., "Корональные дыры: проблемы и наблюдения", Известия академии наук, Серия физическая, 1995, т.59, с.63.

51. Степанян Н.Н., Маланушенко Е.В., "Связь корональных дыр с окружающими магнитными полями", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 2001, т.97, с.76.

52. Тлатов А.Г., "Модель регенерации магнитного поля Солнца с учетом циркуляции вещества в конвективной зоне", Астрономический журнал, 1997, т.74, N.3, с.448.

53. Филиппов Б.П., Шилова Н.С., "Корональные дыры с седловой структурой по данным наблюдений Yohkoh", Радиофизика, 1996, т.39, N.10, с.1275.

54. Филиппов Б.П., Ден О.Г., "Высота протуберанцев и вертикальный градиент магнитного поля", Письма в Астрономический журнал, 2000, т.26, N.5, с.384.

55. Ханейчук В.И., "Вращение общего магнитного поля Солнца, 1968-1996 гг.", Астрономический журнал, 1999, т.76, N.5, с.385.

56. Ханейчук В.И., "Вариации общего магнитного поля Солнца: вращение и 22-летний цикл", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 2000, т.96, с. 176.

57. Чистяков В.Ф., "К вопросу о циркуляционной природе 11-летних циклов солнечной активности", Астрономический журнал, I960, т.37, N.3, с.425.

58. Чистяков В.Ф., "Переломные точки в развитии 11-летних циклов солнечной активности", Известия ГАО в Пулкове, 1965, т.24, N.178, с.60.

59. Шпитальная А.А., Макаров В.И., Ден О Ен, "Сильные магнитные поля в полутени и в области яркого моста в большой августовской группе 1972 г.", Солнечные данные, 1973, N.2, с.73.

60. Abramov-Maksimov V.E., Vyalshin G.F., Gelfreikh G.B., and Shatilov V.I., "Magnetic Fields of Sunspots Based on Combined Optical and Radio Observations", Solar Physics, 1996, V.164, p.333.

61. Altschuler M.D. and Newkirk G.Jr., "Magnetic Fields and the Structure of the Solar Corona", Solar Physics, 1969, V.9, p.131.

62. Altschuler M.D., Trotter D.E., Newkirk G.Jr., and Howard R., "Tabulation of the Harmonic Coefficients of the Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 1975, V.41, p.225.

63. Altschuler M.D., Levine R.H., Stix M., and Harvey J.W., "High Resolution Mapping of the Magnetic Field of the Solar Corona", Solar Physics, 1977, V.51, p.345.

64. Antonucci E., Hoeksema J.Т., and Scherrer P.H., "Rotation of the Photospheric Magnetic Fields A North-South Asymmetry", As-trophysical Journal, 1990, V.360, p.296.

65. Anzer U. and Heinzel P., "The Energy Balance in Solar Prominences", Astronomy and Astrophysics, 1999, V.349, p.974.

66. Arena P, Landi E. degl'Innocenti, and Noci G., "Velocities and Magnetic Fields Observed in a Sunspot", Solar Physics, 1990, V.129, p.259.

67. Belenko I.A., "Coronal Hole Evolution During 1996-1999", Solar Physics, 2001, V.199, p.23.

68. Bilenko I.A., Podgorny A.I., and Podgorny I.M., "The Possibility of Energy Accumulation in a Current Sheet Above the NOAA 9077 Active Region Prior to the Flare on 14 July 2000", Solar Physics, 2002, V.207, p.323.

69. Bilenko I.A., "Coronal Holes and the Solar Polar Field Reversal", Astronomy and Astrophysics, 2002, V.396, N.2, p.657.

70. Birn J. and Hesse M., In Phys. of Magnetospheric Flux Rope. Ed. by С. T. Russel, E. R. Priest, L. C. Lee., Geophys Mon. AGU., 1990, V.58, p.655.

71. Bohlin, J.D., "Extreme-ultraviolet observations of coronal holes. I -Locations, sizes and evolution of coronal holes, June 1973-January 1974", Solar Physics, 1977, V.51, p.377.

72. Bohlin J.D. and Sheeley Jr., N.R., "Extreme ultraviolet observations of coronal holes. II Association of holes with solar magnetic fields and a model for their formation during the solar cycle ", Solar Physics, 1978, V.56, p.125.

73. Bravo S. and Stewart G.A., "The Correlation Between Sunspot and Coronal Hole Cycles and a Forecast of the Maximum of Sunspot Cycle 23", Solar Physics, 1997, V.173, p.193.

74. Bumba V., Klvana M., and Sykora, J. "Coronal Holes and Their Relation to the Background and Local Magnetic Fields", Astronomy and Astrophys, 1995, V.298, p.923.

75. Bumba V. and Howard R., "Large-Scale Distribution of Solar Magnetic Fields", Astrophysical Journal, 1965, V.141, p. 1502.

76. Callebaut D.K., Makarov V.I., and Tlatov A.G., "Pole-Ward Motion and Recoils of the Boundaries of Unipolar Regions", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт Петербург, 2001, с.227.

77. Chapman S. and Bartels J., "Geomagnetism", Oxford Univ. Press., 1940, V.2.

78. Chiuderi C. and Chiuderi Drago F., "Energy Balance in the Prominence-Corona Transition Region", Solar Physics, 1991, V.132, p.81.

79. Cox D.P. and Tucker W.H., "Ionization Equilibrium and Radiative Cooling of a Low-Density Plasma", Astrophysical Journal, 1969, V.157, c.1157.

80. DorotoviC I., "Area of Polar Coronal Holes and Sunspot Activity: years 1939-1993", Solar Physics, 1996, V.167, p.419.

81. Dryer M., Andrews M. D., Aurass H., et al., "The Solar Minimum Active Region 7978, Its X2.6/1B Flare, CME, and Interplanetary Shock Propagation of 9 July 1996", Solar Physics, 1998, V.181, p.159.

82. Erofeev D.V., "The Relationship Between Kinematics and Spatial Structure of the Large-Scale Solar Magnetic Field", Solar Physics, 1997, V.175, p.45.

83. Fox P., Mcintosh P., and Wilson P.R., "Coronal Holes and the Polar Field Reversal", Solar Physics, 1998, V.177, p.375.

84. Fraazer E.N. and Stenflo J.O., "On the Small-Scale Structure of Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 1972, V27, p.330.

85. Harvey K.L., Sheeley N.R.Jr., and Harvey J.W., "Magnetic Measurements of Coronal Holes During 1975-1980", Solar Physics, 1982, V.79, p.149.

86. Hiei E. and Hundhausen A.J., In Magnetospheric Phenomena in the Solar Atmosphere Prototypes of Stellar Magnetic Activity. Ed. Y. Uchida, T. Kosugi, H. Hudson, IAU, Kluwer Ac. Publ. Dordrecht, 1996, p.125.

87. Hoeksema J.T. and Scherrer P.H., "Rotation of the Coronal Magnetic Field", Astrophysical Journal, 1987, V.318, p.428.

88. Howard R.F., "The Magnetic Fields of Active Regions. I Data and First Results", Solar Physics, 1989, V.123, p.271.

89. Howard R.F., "Solar Active Regions as Diagnostics of Subsurface Conditions", Annu. Rev. Astron. Astrophys., 1996, V.34, p.75.

90. Howard R. and Harvey J.W., "Spectroscopic Determinations of Solar Rotation", Solar Physics, 1970, V.12, p.23.

91. Howard, R. and La Bonte, B.J., "The Sun is Observed to be a Torsional Oscillator with a Period of 11 Years", Astrophys. J., 1980, V.239, p.L33.

92. Howard R. and Labonte B.J., "Surface Magnetic Fields During the Solar Activity Cycle", Solar Physics, 1981, V.74, p.131.

93. Howard R.F. and Stenflo J.O., "On the Filament Nature of Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 1972, V.22, p.402.

94. Ikhsanov R.N. and Ivanov V.G., "Properties of Space and Time Distribution of Solar Coronal Holes", Solar Physics, 1999, V.188, p.245.

95. Insley J. E., Moore V., and Harrison R.A., "The Differential Rotation of the Corona as Indicated by Coronal Holes", Solar Physics, 1995, V.160, p.l.

96. Insley J.E., Moore V., and Harrison R.A., "First Observations of Coronal Hole Structure and Evolution Using SOHO-CDS", Solar Physics, 1997, V.175, p.437.

97. Ivanov E.V., "Two Systems in Large-Scale Organization of Solar Activity and Their Relations to Quasi-Biennial Oscillations and Oscillations With a Period of 5-6 Rotatios in the Sun", Proc. of the 1992 STEP Symp./5th COSPAR Colloq., 1994, N.5, p. 133.

98. Ivanov E.V. and Obridko V.N., "Zonal Structure and Meridional Drift of Large-Scale Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 2002, V.206, p.l.

99. Ivanov E.V., Obridko V.N., and Ananyev I.V., "Sector Structure, Rotation, and Cyclic Evolution of Large-Scale Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 2001, V.199, p.405.

100. Jones H.P., Duvall T.L., Harvey J.W., Mahaffey C.T., Schwit-ters J.D., and Simmons, J.E., "The NASA/NSO Spectromagneto-graph", Solar Physics, 1992, V.139, p.211.

101. Kippenhahn R. and Scluter A., "Eine Theorie der Solaren Fila-mente. Mit 7 Textabbildungen", Z. Astrophys., 1957, V.43, p.36.

102. Klein K.L., Trottet G., Lantos P., and Delaboudiniere J.P., "Coronal Electron Acceleration and Relativistic Proton Production During the 14 July 2000 Flare and CME", Astronomy and Astrophysics, 2001, V.373, p.1073.

103. Komm R.W., Howard R.W., and Harvey J.W., "Characteristic Size and Diffusion of Quiet Sun Magnetic Patterns", Solar Physics, 1995, V.158, p.213.

104. Koutchmy S. and Stellmacher G., "Photospheric Faculae. II Line Profiles and Magnetic Field in the Bright Network of the Quiet Sun", Astronomy and Astrophysics, 1978, V.67, p.93.

105. Kul£r L. and S^kora J., "Distribution of Coronal Holes Over the Solar Surface 1970-1991", Contrib. Astron. Obs. Skalnate Pleso, 1995, V.24, p.79.

106. Kuperus M. and Raadu M.A., "The Support of Prominences Formed in Neutral Sheets", Astronomy and Astrophysics, 1974, V.31, p.189.

107. La Bonte B.J. and Howard R., "Torsional Waves on the Sun and the Activity Cycle", Solar Physics, 1982, V.75, p.161.

108. Levine R.H., "Evolution of Photospheric Magnetic Field Patterns During Skylab", Solar Physics, 1977, V.54, p.327.

109. Levine R.H., "Open Magnetic Fields and the Solar Cycle. I Photospheric Sources of Open Magnetic Flux", Solar Physics, 1982, V.79, p.203.

110. Lin Y., Solar Coronal Structures, IAU Coll. 144, (ed. Russin V., Heinzel P., Vial J.C.), Slovakia: VEDA, 1994, p.41.

111. Livingston W.C., "On the Differential Rotation with Height in the Solar Atmosphere", Solar Physics, 1969, V.9, p.448.

112. Liu Y. and Zhang H., "Relationship Between Magnetic Field Evolution and Major Flare Event on July 14, 2000", Astronomy and Astrophysics, 2001, V.372, p.1019.

113. McKenzie J.F., Banaszkiewicz M., and Axford W.I., "Acceleration of the High Speed Solar Wind", Astronomy and Astrophysics, 1995, V.303, N.3, p.45.

114. Makarov V.I., Fatianov M.P., and Sivaraman K.R., "Poleward Migration of the Magnetic Neutral Line and the Reversal of the Polar Fields on the Sun. I Period 1945-1981", Solar Physics, 1983, V.85, p.215.

115. Makarov V.I. and Sivaraman K.R., "Poleward Migration of the Magnetic Neutral Line and the Reversal of the Polar Fields on the Sun. II Period 1904-1940", Solar Physics, 1983, V.85, p.227.

116. Makarov V.I. and Sivaraman K.R., "Evolution of Latitude Zonal Structure of the Large-Scale Magnetic Field in Solar Cycles", Solar Physics, 1989, V.119, p.35.

117. Makarov V.I. and Mikhailutsa V.P., "The Latitude of Filament Bands at the Sunspot Minimum and the Activity Level in the Two Following 11-year Solar Cycles", Solar Physics, 1992, V.137, p.385.

118. De Meyer F., "Mathematical Modelling of the Sunspot Cycle", Solar Physics, 1981, V.70, p.259.

119. Mikhailutsa V.P., "The Large-Scale Build-up of Solar Magnetic Cycles", Solar Physics, 1994, V.151, p.371.

120. Mikhailutsa V.P., "The Dipole-Quadrupole Cycle of the Background Solar Magnetic Field", Solar Physics, 1995, V.159, p.29.

121. Mogilevsky E.I., Obridko V.N., and Shilova N.S., "Large-Scale Magnetic Field Structure and Coronal Holes on the Sun", Solar Physics, 1997, V.176, p.107.

122. Monoharan P. K., Tokumaru M., Pick M., et al., "Coronal Mass Ejection of 2000 July 14 Flare Event: Imaging from Near-Sun to Earth Environment", Astrophysical Journal, 2001, V.559, p.1180.

123. Mouradian Z. and Soru-Escaut I., "On the Dynamics of the Large-Scale Magnetic Fields of the Sun and the Sunspot Cycle", Astronomy and Astrophysics, 1991, V.251, p.649.

124. Navarro-Peralta P. and Sanchez-Ibarra, A., "An Observational Study of Coronal Hole Rotation Over the Sunspot Cycle", Solar Physics, 1994, V.153, p.169.

125. Newton H.W. and Nunn M.L., "The Sun's Rotation Derived From Sunspots 1934-1944 and Additional Results", Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1951, V.lll, p.413.

126. Nolte J.T., Krieger A.S., Timothy A.F., Gold R.E., Roelof E.C., Vaiana G., Lazarus A.J., Sullivan J.D., and Mcintosh P.S., "Coronal Holes as Sources of Solar Wind", Solar Physics, 1976, V.46, p.303.

127. Obridko V.N. and Shelting B.D., "Structure and Cyclic Variations of Open Magnetic Fields in the Sun", Solar Physics, 1999, V.187, p.185.

128. Obridko V.N. and Shelting B.D., "Coronal Holes as Indicators of Large-Scale Magnetic Fields in the Corona", Solar Physics, 1989, V.124, p.73.

129. Parker E.N., "Cosmical Magnetic Fields", Clarendon Press, Oxford, 1979.

130. Petschek H.E., In Proc. Of AAS-NASA Simpos. on Phys of Solar Flare, USA, 1964, p.425.

131. Podgorny A.I., "Numerical Simulation of the Current Sheet Above Solar Spots", Solar Physics, 1995, V.156, p.41.

132. Podgorny A.I. and Podgorny I.M., "A Solar Flare Model Including the Formation and Destruction of the Current Sheet in the Corona", Solar Physics, 1992, V.139, p.125.

133. Podgorny A.I. and Podgorny I.M., "Numerical Simulation of the Creation of a Current Sheet During the Flare of 30 May 1991", Solar Physics, 1998, V.182, p.159.

134. Podgorny A.I. and Podgorny I.M., "The Association of Flares and Transients", In Physics of auroral phenomena, RAS, Apatity, 1999, p.73.

135. Promesh Rao A.P. and Kundu M.R., "A Study of Filament Transition Sheath from Radio Observations", Solar Physics, 1977, V.61, p.335.

136. Richard G.J. and Prist E.R., "The Dynamics of Driven Magnetic Reconnection in Coronal Arcades", Solar Physics, 1994, V.151, p.107.

137. Rivin Yu.R., "Eleven-Year Cycles of the Low-Latitude Larde-Scale Solar Magnetic Field, its Origin and Sources in the Convection zone", Solar Physics, 1999, V.187, p.207.

138. Sanchez-Ibarra A., "Longitudinal and Temporal Variations of Sunspot Regions and Coronal Holes During Cycle 21", Solar Physics, 1990, V.125, p.125.

139. Sanchez-Ibarra A. and Barraza-Paredes M., Report UAG-102, 1992.• 148. Sheeley N.R. and Harvey J.W., "Coronal Holes, Solar Wind Streams, and Geomagnetic Disturbances", Solar Physics, 1981, V.70, p.237.

140. Shelke R. N. and Pande M.C., "Differential Rotation of Coronal Holes", Solar Physics, 1985, V.95, p.193.

141. Shelting B.D. and Obridko V.N., "Sign Reversal During a Solar Cycle as Inferred From the Global Magnetic Field Data", Труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт-Петербург, 2001, с.391.

142. Schrijver C.J. and Title A.M., "The Topology of a Mixed-Polarity Potential Field, and Inferences for the Heating of the Quiet Solar Corona", Solar Physics, 2002, V.207, p.223.

143. Somov B.V., "Physical Processes in Solar Flares", Kluver Academic Publishers, Dordrecht, Holand, 1992.

144. Stenflo J.O., "Magnetic-Field Structure of the Photospheric Network", Solar Physics, 1973, V.32, p.41.

145. Stenflo J.O., "Comments on the Concept of an "Extended Solar Cycle", Solar Cycle ASP Conference series, Ed. Harvy K.L., 1992, V.27, p.421.

146. Timothy A.F., Krieger A.S., and Vaiana G.S., "The Structure and Evolution of Coronal Holes", Solar Physics, 1975, V.42, p.135.

147. Varsik J. R., Wilson P. R., and Li Y., "High-Resolution Studies of the Solar Polar Magnetic Fields", Solar Physics, 1999, V.184, p.223.

148. Vorpahl J.A., "Flares Associated with ERF's (Emerging Flux Regions), Solar Physics, 1973, V.28, p.115.

149. Waldmeier M., "Cyclic Variations of the Polar Coronal Hole", Solar Physics, 1981, V.70, p.251.

150. Wang Y.-M., "Two Types of Slow Solar Wind", Astrophysical Journal, 1994, V.437, p.L67.

151. Webb D.F., Davis J.M., and Mcintosh P.S., "Observations of the Reappearance of Polar Coronal Holes and the Reversal of the Polar Magnetic Field", Solar Physics, 1984, V.92, p.109.

152. Wilcox J.M., "Sector Structure of the Solar Magnetic Field", in Solar Magnetic Fields, ed.by Howard R.F., IAU Symp., 1971, N.43, p.744.

153. Yokoyama T. and Shibata K., "A Two-dimensional Magnetohy-drodynamic Simulation of Chromospheric Evaporation in a Solar Flare Based on a Magnetic Reconnection Model", Astrophysical Journal, 1998, V.494, p.L113.

154. Yoshimura H., "Solar Cycle General Magnetic Fields of 1959 -1974 and Dynamical Structure of the Convection Zone", Solar Physics, 1976, V.47, p.581.

155. Zhang J., Wang J., Deng Y., and Wu D., "Magnetic Flux Cancellation associated with the Major Solar Event on 2000 July 14", Astrophysical Journal, 2001, V.549, p.L99.

156. Zirin H., Baumert B.M., and Hurfort G.J., "The Microwave Brightness Temperature Spectrum of the Quiet Sun", Astrophysical Journal, 1991, V.370, p.779.