Исследование атмосферы Солнца в области корональных дыр тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Введение

1. Наблюдения в линии Не

1.1. Обзор наблюдений в линии Не1.

1.2. Универсальный спектрофотометр.

1.3. Корональные дыры - проблемы и наблюдения.

2. Структура КД на разных высотах

2.1. Структура КД в верхней хромосфере.

2.2. Особенности структуры КД в средней хромосфере.

2.3. Сравнение площадей КД от хромосферы до короны.

3. Исследование КД по линиям водорода и гелия

3.1. Исследование профилей линий водорода и нейтрального гелия в области

3.2. Не-ЛТР расчеты физических условий в КД.

4. Динамические свойства КД

4.1. Характеристика колебаний лучевых скоростей в КД в фотосфере и верхней хромосфере.

4.2. Скорости потоков солнечного ветра в КД на уровне хромосферы

5. Корональные дыры и магнитные поля

5.1. Выход нового магнитного потока и разрушение КД.

5.2. Солнечная вспышка 06.06.2000 и образование КД.

Актуальность проблемы

Интерес к исследованию Солнца связан с тем влиянием, которое оно оказывает на атмосферу и биосферу Земли. Гравитационное и энергетическое воздействие Солнца являются определяющими для жизни на Земле. Даже незначительные изменения потока солнечного излучения на Землю приводят к значительному отклику в состоянии биосферы. Исследование многообразия проявлений солнечно-земных связей является важной задачей исследования современной физики. Кроме этого, открытие в последние годы большого количества звезд поздних спектральных классов, проявляющих уровни активности солнечного типа, также повышает интерес к исследованию процессов на Солнце.

Одним из проявлений солнечной активности являются высокоскоростные потоки заряженных частиц, образующие солнечный ветер. Индуцируемые ими магнитные бури на Земле оказывают отрицательное влияние на здоровье людей, вызывают помехи в работе электронных систем, радиосвязи. Данная работа посвящена исследованию корональных дыр в атмосфере Солнца, являющихся источниками высокоскоростных потоков солнечного ветра, что обуславливает практическую значимость проведенного исследования.

Обзор исследования корональных дыр.

Корональные дыры (КД) - образования, имеющую самую короткую историю исследования в солнечной физике. Впервые КД были описаны Вальдемаром в конце 50-х годов, когда он отметил области с пониженной якростью на изображениях солнечной короны, полученных в видимом свете на коронографе. В 1960-70 гг. были получены ультрафиолетовые и ренгеновские изображения диска Солнца с космических телескопов OSO, которые подтвердили существование КД как особых областей с пониженной яркостью излучения солнечного диска. В это же время Хансен установил периодичность появления КД. Во время солнечных затмений, а также при наблюдениях на коронографах, КД наблюдаются в короне как темные области в промежутках между яркими и сложными корональными стриммерами, распространяющихся до 3(Ш@. Наблюдения с космического аппарата Skylab (1973-74 гг.) положили начало интенсивному изучению КД; наиболее полные результаты исследований КД в этот период суммированы в материалах сим-поузима [47]. Количество и качество наблюдений КД увеличивается с каждым годом. Начиная с 1960 г. были получены наблюдения со спутников серии OSO, а также Skylab, Koronas и других, продолжаются наблюдения со спутников Yohkoh, SoHO, Trace. Программа ежедневных наблюдений Солнца в линии Hei проводится в обсерватории Китт Пик (NSO,USA) с 1974 г. в течение более 25 лет. Большое количество наблюдений КД получается во время солнечных затмений, а также на коронографах. Полученные данные наблюдений позволяют проанализировать свойства КД в течение более трех солнечных циклов.

Результаты этих исследований показали, что КД - это долгоживущие крупномасштабные образования в солнечной короне с открытой конфигурацией магнитных силовых линий, расположенные в униполярных ячейках крупномасштабных магнитных полей. Основные характеристики КД следующие: значительно понижена яркость в рентгеновском, ультрафиолетовом и микроволновом излучении, ослаблена зеленая ко-рональная линия, увеличены скорости потоков солнечного ветра. С Земли КД наблюдаются обычно только в линии Не I 1083.03 нм (далее в тексте Hei) и характеризуются увеличением яркости (1-4%) и уменьшением контраста хромосферной сетки [60, 71]. Линия Hei образуется в верхней хромосфере на высоте около 2000 км и возбуждается ультрафиолетовым излучением [34, 33]. На спектрогелиограммах в линиях, образующихся на меньших высотах, в частности в линии На, КД обнаружены не были. Поэтому обычно предполагается, что КД образуются в переходной зоне хромосфера-корона, распространяются в корону и межпланетное пространство, и воздействуют на магнитосферу Земли. КД считаются надежно отождествленными источниками высокоскоростных потоков солнечного ветра. Расчеты физических условий на разных высотах, где обнаруживается депрессия излучения, показывают уменьшенную плотность и температуру [42].

Рассмотрим наиболее важные свойства КД на основании обзорных работ в [47] и остановимся более подробно на новых исследованиях.

Наиболее контрастные изображения КД на диске Солнца получаются в мягком рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах длин волн, получаемых при спутниковых наблюдениях. Обычно КД проявляются как области с пониженной яркостью на спектрогелиограммах в линиях, образующихся при Т > 5 х 105 К. Например, исследование 15 экваториальных КД на спутнике SoHO/EIT [93] в корональных линиях FeIX,X 171Ä, FeXII 195Ä, FeXV 284Ä, Hell 304Ä показало, что КД более отчетливо видны на изображениях в линии FeXII, по сравнению с FeIX,X и FeXV, отчетливость границ дыры постепенно исчезает при переходе к более холодным линиям. Уменьшение яркости КД для большого количества спектральных линий, образующихся в короне и переходной области, получено на SoHO/CDS [70].

В спектральных линиях, образующихся при температурах Т < 5 х 105 К, КД становятся трудно отличимы от окружающих областей спокойного Солнца вне КД (СС). Исключение составляют линии гелия, образующиеся в хромосфере и переходной области при более низких температурах 1.0 — 2.5 х 104 К. Изображения, полученные в UV линии Hell 304Ä, коррелируют с изображениями в инфракрасной линии Не I 1083.0 нм, наблюдения которой можно проводить с Земли.

На изображениях в линии Hei КД видны на диске как яркие области с относительно слабой или стертой хромосферной сеткой (см. например [60, 71]). Расчеты показывают, что существенную роль в заселении метастабильного уровня гелия 23S играет излучение с А < 504Ä [34, 23, 33], поэтому наблюдения в линии отражают физические условия как в хромосфере, так и в переходном слое и короне. Эти наблюдения не показывают непосредственно корону, и причина проявления КД на этих высотах еще полностью не выяснена, но они дают возможность наблюдать положение КД относительно хромо-сферных и фотосферных образований, которые не видны при корональных наблюдениях. Существует высокая корреляция между положением КД, наблюдаемой в мягком рентгене и в линии Hei [74]; совпадение хуже для экваториальных КД небольшого размера, часто наблюдаемых в Hei, но не обнаруживаемых в рентгене. Сравнение площади

КД на разных высотах - достаточно сложная задача, поскольку в большинстве случаев КД не очерчиваются резкими границами и определение положения КД является достаточно субъективным.

Депрессия интенсивности другой хромосферной линии, La, получена многими авторами при исследовании спектров в короне на высотах 1.2 — 2.5 Rq. Однако, имеются противоречивые данные относительно наблюдений КД в линии La на диске. В работе [108] приводятся спектры в области 920—1350А для СС и КД, полученные на Skylab, из которых следует уменьшение интенсивности линии La в области КД примерно в 3 раза. В другом исследовании [40] было показано, что средняя интенсивность профиля линии La в области КД больше, чем интенсивность в СС на 13%. В центрах ячеек хромосферной сетки в КД наблюдалось увеличение яркости в линии La на 40%, в линии Mgll К на 30%, и не наблюдалось изменений в линии Call К. Одновременные наблюдения в этих спектральных линиях, а также в линии Hel, могут быть полезными для выяснения этого вопроса.

Особые свойства КД также были обнаружены при наземных наблюдениях в спектральных линиях оптического диапазона, однако эффекты, физически важные, оказались слишком слабыми, чтобы их использовать для систематических наблюдений КД. Анализ гистограмм распределения интенсивности внутри и вне КД на изображениях Солнца в линии Call К показал, что внутри КД гистограммы более узкие за счет уменьшения относительного количества ярких элементов хромосферной сетки [91]. Этот эффект хорошо согласуется с исследованиями хромосферной сетки в UV линиях Mg X, Ne VII, С III, Hel, La, где также отмечается статистически значимое подавление интенсивности сетки в области КД [68]. Величина эффекта уменьшается с уменьшением температуры формирования линий от 1.2 х 106К (Mg X) до 2 х 104К (La). Более узкие распределения интенсивности внутри КД свидетельствуют также о более однородной структуре атмосферы в КД.

В наземных условиях КД также могут наблюдаться в микроволновом диапазоне. Исследования КД, проведеные на РАТАН-600 [42, 21] показали, что низкоширотные КД проявляются на фоне спокойного Солнца как области пониженной радиояркости на волнах длиннее 4 см, но не выделяются на более коротких волнах. Контраст яркости КД увеличивался с длиной волны в диапазоне 4-32 см и достигал 50% на волне 31.6 см. Для большинства КД отмечен рост радиоразмера КД с длиной волны в период спада активности 1984-85 гг., и постоянство радиоразмеров во время минимума в 1995-96 гг. [8]. Сравнение размеров КД в разных энергетических диапазонах (микроволновый, УФ, рентгеновский и оптический) выявило их различное соотношение для разных корональ-ных дыр, что, по-видимому, отражает разнообразие топологии их магнитных полей. В исследованиях КД на телескопе РАТАН-600 была впервые зарегистрирована круговая поляризация излучения КД в диапазоне волн 10-30 см, позволяющая определить МП в короне. Продольная составляющая МП в КД на высоте 15-25 тыс.км. достигала значений 7-10 Гс [43], при этом значения магнитного поля в фотосфере было всего около 0.2 Гс.

Наблюдения КД позволяют сделать заключение о физических условиях на высоте формирования спектров (температуре и плотности плазмы, содержании элементов, скорости и др. параметров). Такие параметры не могут быть непосредственно измерены в хромосфере и короне, но могут быть получены из измерений на основании модельных расчетов с учетом выбранных механизмов образования спектров и континуума. Различные приближения при решении таких задач могут принципиально изменить полученные выводы. Принято считать, что в короне в области КД температура и плотность уменьшены в 2-3 раза; имеются отдельные эпизодические исследования физических параметров в переходной зоне; остается проблема реального определения физических условий в хромосфере. Обзор наблюдаемых характеристик КД и методы определения физических параметров приведены в [90, 54].

На основе спектров в линиях О VI, полученных на SoHO (CDS, SUMMER), было проведено измерение электронной температуры (Те) в полярной КД на высотах 1.05 — 1.35 Rq [48]. На всех высотах Те в КД была ниже, чем вне КД, а профиль изменения Те с высотой в КД принципиально отличался от профиля вне КД. На высотах 1.05 — 1.15 Rq Те увеличивалась от 0.8 х 106 К почти до 1.0 х 106 К, и затем уменьшалась до 0.4 х 106 К на высоте 1.3 R&. Такого уменьшения Те не происходило вне КД.

К выводу о более низкой Те в КД также приводит анализ отношений линий Mg IX в эксперименте SoHO (SUMMER) [111]. С другой стороны, на основе анализа наблюдений КД в рентгеновском диапазоне на Yohkoh/SXT авторы делают заключение, что температура в КД практически не отличается от температуры в областях вне КД, а депрессия излучения вызвана исключительно уменьшением плотности плазмы в 2-3 раза[58].

Недавние наблюдения SoHO показывают, что в отличие от более низкой электронной температуры, температура протонов и ионов в КД более высокая. Сравнение наблюдений эмиссионных линий протонов Н Lya и ионов О V,VI с детальной 3-х мерной моделью параметров плазмы выявило неожиданно большие ширины рассматриваемых спектральных линий [57]. Ионные и протонные температуры увеличивались с высотой. Эквивалентные тепловые скорости протонов с увеличением расстояния 1.5 — 4.0 R& увеличивались от 200 до 250 км/с, а скорости ионов О V от 100 до 600 км/с, и на расстояниях 2 — 3 R& ионные скорости превышали протонные. К аналогичному выводу о более высокой эффективной температуре ионов в КД приходят авторы [111], анализируя температуры ионов Mg IX и Si VIII на расстояниях 1.03 — 1.3 R&. Величина температуры различна для разных ионов, и пропорциональна атомному весу атома, что может свидетельствовать в пользу ионно-циклотронного механизма нагрева плазмы в КД. Анализ профилей линий ионов показывает существенную анизотропию температур, например, для ионов кислорода О V Tj значительно превышает Гц.

На основе исследований на РАТАН-600 и данных в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах были построены однородные эмпирические модели атмосфер спокойного Солнца и КД, которые отражали их основные различия - различие температур и плотностей в основании короны [42]. Согласно этим моделям отличие температуры в КД начинается на уровне с Те > 105А', градиент температур на этих высотах в КД ниже в 5-6 раз, чем в спокойном Солнце; плотность в основании короны в КД в 2 раза ниже, чем в спокойном Солнце, и имеет величину 2.0 • 108см~3. В исследованиях КД на SoHO/SDS в период последнего минимума активности (1996-97 гг), получены близкие значения плотности в КД в основании короны 1.8 — 2.5-108ам~3 [51]. Меньший градиент температур приводит к существованию более широкой переходной области в атмосфере КД, что также подтверждают лимбовые наблюдения на SoHO. Модели учитывают существование петельной структуры в спокойном Солнце, и ее отсутствие в КД.

Принято считать, что свечение линии Hei в области КД полностью определяется уменьшением ультрафиолетовой подсветки из короны и переходной области [34, 23]. При этом предполагается, что физические условия в КД в верхней хромосфере, температура и плотность, не отличаются от соответствующих параметров в СС. Поскольку наши наблюдения показывают, что иногда КД наблюдаются только в верхней хромосфере, и не наблюдаются в короне, то объяснить уменьшение глубины линии Hei в КД не всегда возможно уменьшением корональной подсветки. Расчеты интенсивности свечения набора гелиевых линий в области КД только на основании подсветки из короны, а также только на основании механизма возбуждения гелия ударными столкновениями, в равной мере не приводят к хорошему согласию с экспериментальными данными [33]. Другой возможный механизм, предлагаемый для объяснения особенности свечения линии Hei, основан на эффекте диффузии заряженных частиц из переходной области и короны в хромосферу [56]. С уменьшением плотности в верхних слоях атмосферы уменьшается скорость диффузии, и уменьшается свечение линии Hei в КД. Однако неясно, почему такая диффузия не оказывает влияния на интенсивность свечения других хромосферных линий. Поэтому необходимы расчеты физических условий в хромосфере на основании наблюдений в линии Hei совместно с другими спектральными линиями,-для определения физических условий в области КД в верхней хромосфере.

При исследовании мелкомасштабной структуры КД были выявлены динамические структуры, такие как яркие рентгеновские точки, макроспикулы и полярные пламсы.

Быстро меняющиеся яркие рентгеновские точки хорошо видны на изображениях в рентгеновском диапазоне, положение точек часто совпадает с положением границ ячеек хромосферной сетки. Измерение доплеровского смещения эмиссионных линий в этих точках показывает существование скоростей до 10 км/с в проекции на диск Солнца. Макроспикулы представляют собой интенсивные выбросы хромосферной плазмы в нижних слоях КД. Впервые макроспикулы наблюдались на лимбе Солнца в области полярной КД в линии Н„. Изучение макроспикул выявило их сложное вихреобразное движение со скоростями до 50 км/с [11, 77, 81]. Еще одна особенность в тонкой структуре полярных КД - полярные пламсы, которые видны как яркие лучи, расположенные в основании КД, и, как полагают, представляют собой плазму, сконцентрированную вдоль открытых магнитных силовых трубок [50, 66]. Положение пламсов часто совпадает с положением ярких рентгеновских точек, и они могут распространяться до 10 вдоль силовых линий магнитного поля в КД. Макроспикулы неоднозначно соотносятся с пламсами, некоторые из макроспикул наблюдаются в промежутках между ними. В работе [111] были рассмотрены физические условия в пламсах и в промежутках между ними. Было показано, что в промежутках между пламсами наблюдаются большие скорости плазмы по лучу зрения, чем в самих пламсах.

Одним из наиболее важных результатов исследования КД является хорошо установленная связь с магнитными полями (см., например, обзорные работы [41, 63]).

В области минимума каждого солнечного цикла КД существуют в виде обширных областей, покрывающих полюса, появляясь вскоре после завершения переполюсовки полярного магнитного поля (МП), и исчезают за 1-2 года до наступления следующей переполюсовки. С увеличением солнечной активности, когда структура МП Солнца становится более сложной, КД могут появляться в различных областях солнечного диска. Экваториальные КД (ЭКД) имеют средние размеры (1 — 3) X Ю10 сж2, меняясь с циклом активности и широтой; среднее время жизни мало зависит от широты и составляет 5 оборотов [26, 104], однако часто наблюдаются небольшие КД с временем жизни в несколько дней.

Основное магнитное поле в фотосфере состоит из фрагментарных, тонкоструктурированных элементов, с напряженностями от 100 до 200 Гс [79]. Однако эти элементы образуют хорошо различимые области крупномасштабных МП, которые состоят из большого числа ячеек с преобладающей полярностью, что позволяет достаточно однозначно определить границы крупномасштабных МП. Другой способ определения границ крупномасштабных МП основан на анализе хромосферных структур, видимых на На спектрогелиограммах [16]. КД всегда располагаются внутри таких крупномасштабных областей МП, однако различие между магнитными потоками ячеек с противоположной полярностью мало. Поэтому определить положение КД только на основании фотосферных магнитограмм не удается. Тем не менее, статистические оценки показывают, что величина магнитного потока и площади магнитных элементов с доминирующей полярностью в КД больше, по сравнению со спокойными областями; эти величины увеличиваются с возрастанием активности, что не происходит вне КД [37]. Средняя величина МП в КД на уровне фотосферы изменяется от 0.5 до 7.5 Гс, имея характерные величины 2-5 Гс, и практически не отличается от значений в СС [79, 45].

Свидетельство открытой конфигурации МП в короне является косвенным. Прямые измерения коронального магнитного поля пока недоступны. Оценки и выводы о конфигурации МП в короне могут быть сделаны на основании моделирования МП или же экстраполяции фотосферного МП в корону на основании предположений о структуре поля. Сравнение положения КД с рассчитанными полями показывают, что КД располагаются в области МП с открытыми силовыми линиями, продолжающимися до поверхности источника 1.5 Дд. Более того, большая часть КД полностью или частично располагается в областях максимальных МП, рассчитанных на поверхности источника для данного оборота [94]. Авторы [94] предлагают простой способ определения нейтральной линии крупномасштабного МП - простое проведение линии между КД противоположной полярности. Сравнение рассчитанного положения нейтральной линии и определенного по положению КД, приводит к хорошему согласию. Поскольку крупномасштабные МП на поверхности источника связаны с глубокими подфотосферными слоями, то изучение КД может помочь выяснить характеристики распределения МП в таких слоях.

Расчеты корональных магнитных полей также показывают, что часть открытых силовых линий связана с АО, т.е. не все области открытых силовых линий связаны с КД. КД часто наблюдаются вблизи АО; не менее часто наблюдаются изолированные КД, но, как правило, в предыдущих оборотах в этой области обнаруживается АО, существовавшая до появления КД. С увеличением активности солнечного цикла увеличивается число наблюдаемых КД, которые, также как и АО, образуются на активных долготах [95, 92, 69], расположены в непосредственной близости к АО, и, вероятно, являются частью единой магнитной структуры. Анализ фрактальных структур в системе АО-КД привел к выводу об энергетической связи этих элементов. При этом в область КД может поступать поток энергии от окружающих АО, который может существенно изменить энергетику КД и параметры солнечного ветра [22]. Мерой этого энергопотока служат величины фрактальной размерности и ее вариации, которые хорошо согласуются с геоэффективностью наблюдаемых КД. Сопоставление количества КД с параметрами активности (число Вольфа, среднее магнитное поле, поток 2800 мГц) показало высокую корреляцию порядка 0.8 [37].

В работе [26] на основании синоптических карт, построенных для каждого оборота, было показано, что в абсолютном большинстве случаев ЭКД существуют в структурах фоновых МП со знаком полярного поля данной полусферы, и только в редких случаях наблюдаются КД, нарушающие правило полярности. В исследовании количества наблюдаемых КД в 1996-99 гг. на основе ежедневных данных автор приходит к другому выводу [37]. В минимуме активности ЭКД наблюдались преимущественно на активных широтах и правило полярности выполнялось. С увеличением активности увеличивалось общее количество КД, а также увеличивалось количество КД, связанных с активными областями, и количество КД, нарушающих правило полярности, т.е. расположенных в магнитных ячейках с противоположной полярностью относительно соответствующего полюса. Количество КД, нарушающих правило полярности, составляло около 1/3 от общего числа наблюдаемых КД, что противоречит выводам в работе [26]. Вероятно, противоречие вызвано различным временным разрешением анализируемых данных. При анализе синоптических карт, усредненных за один оборот, уменьшается влияние КД со временем жизни в несколько дней, как правило связанных с АО, для которых наблюдается частое нарушение правила полярности. В работе [9] подтвержден вывод о соответствии МП в КД знаку МП своего полушария при анализе наблюдаемых КД в 71-91 гг. Авторы отмечают, что учет времени жизни КД оказывается принципиально важным для получения такого вывода.

В результате анализа свойств КД, таких как количество КД и их площадь в различные фазы цикла активности, время жизни, широтное и долготное распределение, было показано естественное разделение полярных КД и ЭКД, каждой группы отдельно, на 2 класса [69]. Делается вывод о существовании двух типов крупномасштабных магнитных полей, оказывающих влияние на свойства КД. Одно из таких полей расположено в глубоких слоях Солнца, и вращается практически жестко. Другое поле генерируется выше, и связано с образованием АО.

В работе [65] были исследованы вопросы, связаные с эволюцией полярных КД и МП в течение 22-23 цикла активности. Полярные КД образуются от изолированных экваториальных КД, которые развиваются за несколько месяцев до завершения переполю-совки. Площадь и величина магнитного потока в полярных КД быстро увеличиваются и достигают максимума через 1-2 года, затем размеры и магнитный поток остаются постоянными до появления первых активных областей нового цикла, и далее начинают уменьшаться. С увеличением активности нового цикла происходило уменьшение как площади полярных КД, так и их магнитного потока. При уменьшении магнитного потока ниже 5 х 1021 Мх произошло разрушение полярных КД. В фазе уменьшения активности 22 цикла обе полярные КД имели одинаковую абсолютную величину магнитного потока (3.1 — 3.2 х 1022 Мх), однако полярная КД в южной полусфере имела меньший размер, чем в северной.

Вращение КД на низких широтах примерно такое же, как и вращение других магнитных структур. Однако на более высоких широтах наблюдается дифференциальное вращение КД. Дифференциальность вращения КД изменяется с циклом активности [94]. Во время максимума активности вращение КД носит ярко выраженный дифференциальный характер, и период вращения КД на высоких широтах достигает 29.5 дней. С уменьшением активности уменьшается дифференциальность вращения КД, и за 1-2 года до наступления минимума наблюдается почти жесткое вращение КД, как и жесткое вращение короны в целом в это время. Полученные результаты показывают, что характеристики дифференциального вращения КД определяются вращением короны, которая, в среднем, вращается более жестко, чем фотосфера. В отличие от дифференциального вращения ЭКГ, полярные КД вращаются практически жестко

69]. Параметры распределения скорости дифференциального вращения КД значительно меняются при учете времени жизни КД, особое влияние оказывают КД со временем жизни 1-2 оборота.

В работах [26, 104] на основе синоптических карт в линиях На и Не1 за период 197789 гг. были сравнены скорости обращения ЭКД и фоновых МП. После переполюсовки высокоширотных МП ЭКД появляются в структурах фоновых полей с запаздыванием на 5-10 оборотов. В экваториальной области скорости вращения КД и фоновых МП близки и мало меняются со временем. С ростом широты скорости фонового поля убывают быстрее, чем у ЭКД. Дифференциальность вращения ЭКД меняется с циклом активности в отличие от фоновых МП, у которых такая связь выражена слабо. Это исследование свидетельствует о разной природе фоновых МП и КД, и о большей глубине источника КД по сравнению с источником фонового поля. Кроме того, учитывая правило полярности для КД, на глубине соединения КД и фонового поля должна быть существенная однородность фонового магнитного поля по знаку. Перемешивание фоновых полей разных знаков или добавление к ним рассеяных полей активных областей должно происходить в более высоких областях. В продолжение этого исследования были рассмотрены меридиональные движения КД и фоновых МП [27]. Исследование выявило высокую степень корреляции относительных меридиональных движений границ КД и фоновых полей, однако существовали две волны увеличения скорости миграции КД к полюсам относительно скоростей структур фоновых магнитных полей. Появление такой волны ускорения миграции КД вблизи минимума активности свидетельствует о большей глубине и мощности источника КД в это время.

Существует высокая корреляция между скоростью вращения Солнца, определенной по наблюдениям в линии Ре 5250.2 А и количеством наблюдаемых КД [9]. Увеличение количества ЭКД совпадает со временем увеличения скорости вращения Солнца на экваторе, а увеличение количества полярных КД - с периодами замедления.

Скорости диффузии границ КД несколько превышают скорости диффузии границ крупномасштабных МП, что происходит из-за разницы дифференциального вращения КД и фонового МП. Вследствие этого, в большинстве случаев разрушение КД является результатом столкновения границы КД с границей крупномасштабного МП [26, 104]. С другой стороны, часто наблюдаются крупномасштабные смещения границ КД за время, меньшее, чем одни сутки. Это проявляется, главным образом, в изменении величины эмиссии КД, чем в движении структур. Вероятно, такие события определяются корональными процессами, открытием или закрытием магнитных силовых линий, что часто связано с динамическими процессами в близлежащих хромосферных структурах, например, эрупцией волокна или вспышкой в АО [64]. Эти процессы также могут приводить к образованию новых КД, однако размеры таких КД малы, и время жизни определяется несколькими днями. Таким образом, условия, необходимые для образования стабильных КД, должны возникнуть под действием относительно медленной магнитной диффузии, а быстрые процессы могут отвечать за реальное образование или разрушение КД. Уменьшение размера КД также часто связано с увеличением внутри КД количества ярких рентгеновских точек, которые связывают с эрупцией небольших биполярных магнитных областей.

Одной из причин, по которой изучение КД является важным для геофизики, является тот факт, что КД являются источниками высокоскоростных потоков солнечного ветра. Впервые экспериментально сверхзвуковой солнечный ветер был обнаружен при исследовании плазмы на космическом аппарате в начале 60х годов. Позже было выявлено существование двух типов потоков, низкоскоростного потока частиц (300-400 км/с) с более высокой плотностью, и высокоскоростного потока частиц (500 - 800 км/с) с низкой плотностью. Наблюдения на телескопе Skylab в начале 70х годов позволили Krieger, Timothy and Roelof выявить корреляцию между положением КД на диске с высокоскоростными потоками, приходящими к Земле. Космический телескоп Ulysses, проходивший над полюсами в начале 90х годов в период минимума солнечной активности, также зарегистрировал исключительно большую скорость солнечного ветра, исходящего из полярных КД.

Сверхрадиальное расширение магнитных силовых линий в КД, как предполагают, вызывает ускорение плазмы до 700 - 800 км/с на расстоянии нескольких солнечных радиусов над полюсами. В конце 50х годов Е. Parker показал, что горячая корона (до

10вК) может испарять плазму, что может приводить к ускорению ветра. Однако в бОх и 70х годах было показано, что для того, чтобы поддерживать существующие условия, наблюдаемые в плазме солнечного ветра, требуются дополнительные источники энергии. Одним из возможных механизмов является распространение звуковых и магни-тоакустических волн, которые характеризуются флуктуациями плотности и давления в проводящей плазме. Большое количество моделей дискуссируется в литературе (см. например, [105, 112]). В большинстве моделей ускорение солнечного ветра объясняется существованием альвеновских волн, которые распространяются из переходной области в предположении уже горячей короны. Модели солнечного ветра чрезвычайно чувствительны к граничным условиям в основании КД, таким как электронная и протонная температуры, электронная плотность, магнитное поле и амплитуда волн [54]. И хотя информация о существовании таких волн должна присутствовать в наблюдаемых спектрах в виде колебаний или уширений спектральных линий на всех уровнях в атмосфере Солнца, пока такие волны экспериментально обнаружены не были. Эта двойная проблема выявления дополнительных источников энергии и причин ускорения солнечного ветра, является наиболее актуальной при исследовании КД. Детальные измерения термодинамических и кинетических характеристик солнечной плазмы на различных высотах в области КД необходимы для построения адекватных теоретических моделей. Вопрос, с каких высот в атмосфере Солнца начинается ускорение солнечного ветра, требует дальнейших исследований и наблюдений в нижних слоях атмосферы Солнца.

В работе [53] были впервые зарегистрированы выходящие потоки из полярной КД на уровне верхней хромосферы. Это показывает, что ускорение солнечного ветра начинается с поверхности Солнца. Было проведено исследование спектров в линии Hei, полученных в обсерватории Китт Пик с пространственным разрешением 2". Профили линии Hei внутри КД имели систематическое смещение в коротковолновую область, также наблюдалась депрессия синего крыла линии Hei по сравнением с профилем линии вне КД. Асимметрия линии зависела от положения на диске и, в предположении, что наблюдаемые потоки направлены радиально, делается вывод о возможных скоростях порядка 8 км/с. Однако, как отмечают авторы исследования, полученные значения, имеющие размерность скорости, требуют дополнительной интерпретации.

Определения средних значений скоростей в хромосфере по изменению интенсивности изображений КД в центре и в крыльях линии Не1 были проведены в работе [5]. В работе было исследовано около 20 КД в 1995 и 1999 годах, и были получены значения средний скорости истечения вещества из КД в 0.8 км/с. (1995 г.) и 1.2 км/с (1999 г.). Отмечена тенденция увеличения средней скорости потока с увеличением активности.

Основные характеристики КД легли в основу моделей, объясняющих, главным образом, механизм истечения вещества из КД, физические условия и механизм свечения КД на уровне короны (см. например, [105]). При этом нижними граничными условиями для моделей служат физические условия для невозмущенных областей Солнца в верхней хромосфере. Причина возникновения КД рассматривается, например, в [75], где автор считает, что появление на Солнце достаточно большой структуры фонового поля одного знака со сверхрадиально расходящейся структурой магнитных силовых линий неизбежно влечет за собой создание в такой структуре корональной дыры. К аналогичному выводу приходит автор [32]. Из этих моделей следует, что многие кинематические характеристики и изменение с циклом активности КД и, по крайней мере тех структур ФП, в которых эти КД находятся, должны совпадать. Однако выявленное различие таких характеристик (например,[26]), приводит к выводу, что КД являются не просто участками фоновых полей с открытой конфигурацией магнитного поля. Так, далеко не во всех структурах фоновых полей существуют КД. Скорость вращения КД отличается от скорости вращения структур фоновых полей, в которых эти КД находятся. Если в экваториальной зоне эти скорости близки, то с ростом широты скорости структур фоновых полей уменьшаются быстрее, чем скорости КД. Кроме того, изменение дифференциальности вращения с циклом солнечной активности у КД заметнее, чем у фоновых полей. Это свидетельствует о том, что КД являются не просто участками фоновых полей с открытой конфигурацией магнитного поля. По-видимому, они связаны с потоками магнитных полей, источник которых расположен глубже источника фоновых полей. В этом случае можно ожидать особой структуры и физических условий в КД по всей высоте атмосферы, в том числе в фотосфере и хромосфере на высотах ниже 2000 км.

В предлагаемой диссертационной работе представлены результаты исследований КД в Крымской астрофизической обсерватории за период с 1989 по 2000 гг. Возможность проводить наблюдения в ИК области спектра на телескопе БСТ-2 [28], в том числе в линии Hel, позволило сформулировать задачу изучения свойств КД. Использование спектров и спектрогелиограмм, полученных в линии Hel и в других спектральных линиях, а также сопоставление этих данных с изображениями Солнца в X-ray и UV, дает возможность проанализировать структуру КД от фотосферы до короны. Для построения модели КД необходимо решение широкого круга задач. Необходимо знание физических и динамических характеристик КД на разных уровнях атмосферы Солнца, связей КД с окружающими магнитными полями активных областей и фоновых полей, влияния КД на межпланетную среду и солнечный ветер.

Цель работы

Целью данной работы является исследование свойств КД в атмосфере Солнца, важных для построения трехмерной модели КД, на основе данных в видимой и ИК диапазонах, полученных на телескопе БСТ-2 в Крымской Астрофизической обсерватории, с привлечением данных в других спектральных диапазонах.

Исследование включает в себя решение следующих задач:

• Создание солнечного мониторинга в линии Hel для фундаментальных исследований и Службы Солнца.

• Анализ структуры КД на разных высотах в атмосфере Солнца.

• Исследование физических условий в КД по линиям водорода и гелия.

• Определение динамических характеристик КД в фотосфере и хромосфере.

• Исследование влияния локальных магнитных полей на эволюцию КД.

Научная новизна

1. Выявлено подавление тонкой структуры в области КД в средней хромосфере по сравнению с областями вне КД по наблюдениям в линиях Hei и I I „.

2. Из сравнения площадей КД на разных высотах в атмосфере Солнца от хромосферы до короны показано, что площади КД могут быть максимальными на разных высотах. Это по новому ставит вопрос об определении КД как областей с расходящейся системой силовых линий.

3. На основании измерений доплеровских смещений показано, что скорости радиальных потоков из КД на высоте образования линии Hei имеют величину порядка 1 -3 км/сек с пиками до 8 км/сек. Выявлена асимметрия профиля линии Не I 1083.03 нм в КД, что свидетельствует об ускорении потоков вещества в области формирования линии.

4. Обнаружено подавление мощности акустических колебаний в области КД по сравнению со спокойным Солнцем как в фотосфере, так и в хромосфере - на основании анализа осцилляций лучевых скоростей в линиях Hei и Si I 1082.71 нм.

5. На основании не-ЛТР расчетов физических условий в КД сделан вывод о понижении температуры на 200-300К и уменьшении плотности в 2-2.5 раза в верхней хромосфере на высотах формирования линии Hei.

6. Проанализированы процессы разрушения КД при выходе нового магнитного потока и образования КД в результате интенсивной хромосферной вспышки.

Научное и практическое значение

Исследование характеристик КД в Крымской обсерватории привело к определению ряда особенностей КД в атмосфере Солнца. Были выявлены отличия структуры КД на разных высотах, рассмотрены динамические характеристики и физические параметры атмосферы, ситуации образования и разрушения КД. Исследования КД приводят нас к выводу о том, что КД - самостоятельное солнечное образование, возникающее в подфо-тосферных слоях и пронизывающее всю атмосферу Солнца. Это может быть выход на поверхность однородного по знаку магнитного потока, возникшего на глубинах больших, чем глубина возникновения ФП, и только на каком-то этапе объединяющегося с ним.

Полученные результаты по-новому ставят вопрос об определении корональных дыр как областей с открытыми магнитными полями с расходящейся системой силовых линий. Кроме того, вопрос о корональных дырах как источниках высокоскоростных потоков солнечного ветра должен решаться с учетом найденных нами эффектов. То обстоятельство, что КД являются источниками высокоскоростного солнечного ветра, воздействующего на магнитосферу Земли, обуславливает также практическую значимость исследований КД.

Разработана система проведения наблюдений в линии Hei и их обработки, организация ежедневного мониторинга и оперативного представления данных наблюдений в INTERNET, создание базы данных. Это позволило КрАО участвовать в национальных и международных программах наблюдений "Служба Солнца", "Space Weather" и других.

На защиту выносятся

1. Методика наблюдений в ПК линии Hei и обработки данных с Универсальным спектрофотометром на телескопе БСТ-2 в Крымской астрофизической обсерватории; создание мониринга изображений Солнца в линии Hei и представление данных в INTERNET.

2. Результаты исследования корональных дыр в хромосфере и фотосфере Солнца по наблюдениям в линиях Hei и На. Обнаружены отличия в структуре КД и их границ в средней хромосфере по сравнению с областями вне КД.

3. Для нескольких КД получены зависимости площади КД от высоты. Показано, что площади КД могут быть максимальными на разных высотах. Это по новому ставит вопрос об определении КД как областей с расходящейся системой силовых линий.

4. На основании измерений доплеровских смещений показано, что скорости радиальных потоков из КД на высоте образования линии Не I 1083.03 нм имеют величину порядка 1-3 км/сек с пиками до 8 км/сек.

5. Обнаружено подавление мощности акустических колебаний в области КД по сравнению со спокойным Солнцем как в фотосфере, так и хромосфере - на основании анализа осцилляций лучевых скоростей по наблюдениям в линиях Hei и Si I 1082.71 нм.

6. Модельные расчеты физических условий в КД на основании не-JITP теории позволяют сделать вывод о понижении температуры на 200-300К и уменьшении плотности в 2-2.5 в верхней хромосфере на высотах формирования линии гелия.

Апробация результатов диссертации

Результаты работы докладывались на заседании секции Солнца РАН "Физика солнечных геоэффективных процессов", Москва, ИЗМИРАН, декабрь 1990 г.; рабочей группе "Солнечная активность и прогнозирование солнечной активности", Москва, ИЗМИРАН, декабрь 1992 г.; совещании по базам данных, Москва, ИНАСАН, апрель 1992 г; III съезде Украинской Астрономической Ассоциации, Киев, 1995 г.; Конференции памяти Пикельнера, Москва, ГАИШ, сентябрь 1996 г.; IV Russian Symposium "Mathematical Models of the Sun-Earth Environment", Москва, декабрь 1996 г; 13-я школа-семинар по физике Солнца, посвященная памяти Е.А.Макаровой, Москва, декабрь 1996 г.; 4th European Astronomical Society Meeting JENAM-95, "Progress in European Astrophysics", Катания, Италия, сентябрь 1995 г.; Summerschool and Workshop "Motions in the Solar Atmosphere", Kanzelhohe Solar Observatory, Австрия, август - сентябрь 1997 г.; ASI "Advances in Solar Research at Eclipses, from Ground and from Space" , Бухарест, Румыния, август 1999 г.; Summerschool and Workshop "Dynamic Sun", Kanzelhohe Solar Observatory, Австрия, август - сентябрь 1999 г.; Workshop "Helium Line Formation in Dynamical Solar Atmosphere", Неаполь, Италия, апрель 2000г.; "JENAM - 2000", Москва, июнь 2000г; 2001 AGU Spring Meeting, Boston, MA, USA, May - June, 2001.

Публикации

По теме диссертации опубликовано И работ [17], [19], [18], [84], [1], [83], [82], [86], [28], [29], [20].

Личный вклад

Наблюдения на телескопе БСТ-2 Крымской обсерватории - ежедневные наблюдения Солнца в линии Hei и реализация специальных научных программ, в том числе участие в международных наблюдательных проектах 1991-2000гг. Разработка и поддержка базы данных, подготовка материала для WWW - страницы http : / / www.crao.crimea.ua/Projects/solar / Helium/.

Работы [17, 82] выполнены самостоятельно.

В работах [19], [18], [84], [86], [29], [20] принимала активное участие на всех стадиях работы. Все программное обеспечение подготовлено автором.

В работе [28] разработаны программы проведения наблюдений и программы их обработки. Участие в тестировании и наладке аппаратуры.

В работе [1] получено аналитическое решение уравнения статистического равновесия многоуровневого атома, составлен алгоритм решения и подготовлены программы, интегрированные в базовую программу не-ЛТР расчетов Барановского Э.А.

В работе [83] постановка задачи и расчеты по базовой программе не-ЛТР расчетов Барановского Э.А.

1. Наблюдения в линии Hei

Для наземных наблюдений КД наиболее доступной является линия Hei. Тем не менее, наблюдения в этой линии представляют ряд трудностей. ИК область, малая глубина линии, наличие бленд и малый контраст КД по отношению к спокойным местам вне КД приводят к тому, что наблюдения в Hei достаточно редки. В данной главе рассматриваются вопросы, связанные с наблюдениями в линии Hei. В начале главы приводится краткий обзор свойств линии Hei в атмосфере Солнца, рассматриваются наблюдения в отдельных образованиях на Солнце, обсуждается механизм формирования линии. Затем описывается методика наблюдений и обработки данных, создание мониторинга; проводится сравнение наблюдений КД в КрАО и в других обсерваториях.

Результаты исследования динамических характеристик КД следующие.

- Показано наличие потоков солнечного ветра в верхней хромосфере со скоростями 1-3 км/сек в среднем по области КД. В отдельных узлах скорости достигают 8 км/сек

- Исследование контраста в крыльях линии Hei показало наличие асимметрии линии до 1%, что может свидетельствовать о неравномерности распределения скорости потоков вещества из КД в области формирования линии Hei.

- Сравнение спектров мощности колебаний лучевых скоростей в КД и спокойных областях вне КД в хромосфере по линии Hei и в фотосфере по линии Si I показало уменьшение мощности колебаний в области КД на обеих высотах, а также изменение характера колебательного процесса в КД с изменением набора частот для рассматриваемых высот в атмосфере.

Рассмотрены два события, оказавшие значительное влияние на эволюцию КД:

- Проанализирован процесс выхода нового магнитного потока внутри КД. Определены скорости изменения площади КД и величины нового магнитного потока. В процессе разрушения внутренней части границы КД практически не менялись до момента подхода к ним области с большим полем.

- Проведены наблюдения мощной вспышки 6 июня 2000 г. В отдельных узлах яркость вспышки достигала величины 1.6 интенсивности спокойного Солнца. Значительная перестройка магнитных полей во время вспышки привела к образованию двух КД в близи АО. Одна из которых разрушилась в течение следующих 2 дней, вторая же наблюдалась по крайней мере 4 дня после вспышки.

Полученные результаты позволяют дополнить морфологическую модель КД и высказать ряд соображений о природе КД. Подавление осцилляций в КД на уровне фотосферы свидетельствует о том, что источник КД находится в подфотосферных слоях. Отличия физических условий и особенности тонкой структуры в КД становятся заметными уже на уровне образования линии На, и существенны на высоте образования линии Hei. Потоки солнечного ветра на уровне образования Hei достигают скорости 2-8 км/с. Наличие КД на уровне образования линии Hei не является достаточным условием существования открытой магнитной конфигурации магнитного поля в короне. Однако, и на уровне образования Hei существование КД тесно связано с эволющией окружающих магнитных полей. Выход нового магнитного потока приводит к разрушению КД, а сильная вспышка - к ее образованию.

Исследования КД приводят нас к выводу о том, что КД - самостоятельное солнечное образование, возникающее в подфотосферных слоях и пронизывающее всю атмосферу Солнца. Это может быть следствием выхода на поверхность однородного по знаку магнитного потока, возникшего на глубинах больших, чем глубина возникновения ФП, и только на каком-то этапе объединяющегося с ним.

Полученные результаты по-новому ставят вопрос об определении корональных дыр как областей с открытыми магнитными полями с расходящейся системой силовых линий. Кроме того, вопрос о корональных дырах как источниках высокоскоростных потоков солнечного ветра должен решаться с учетом найденных нами эффектов.

То обстоятельство, что КД являются источниками высокоскоростного солнечного ветра, воздействующего на магнитосферу Земли, обуславливает также практическую значимость исследований КД.

Часть работы выполнена в рамках проектов

INTAS-97-1088 " Support for the SOHO Maximum Science Mission" at Crimean group of solar observation in Hel 10830 line.

INTAS-94-2521 "Ground-based support for SOHO: the Solar and Heliospheric Observatory" at Crimean group of solar observation in Hel 10830 line.

В заключение, я хочу поблагодарить всех, кто помогал мне в подготовке диссертации.

Прежде всего, выражаю глубокую признательность своему научному руководителю Н.Н.Степанян, без которой эта работа была бы невозможна, за многолетнее творческое сотрудничество и помощь в организации работы.

Я благодарю инженера Суницу Г.А. за сотрудничество при создании УСФ и за дальнейшую инженерную поддержку в обеспечении наблюдений.

Я хочу выразить свою признательность Dr. Н. Jones (NSO, USA) за ценные обсуждения результатов исследований КД в линии Hel и за предоставленную возможность подготовить диссертацию к защите.

Я хочу выразить светлую память безвременно ушедшей от нас Щербаковой З.А., положившей начало ИК исследованиям Солнца в линии Hel в нашей обсерватории.

Я благодарна сотрудникам Крымской Астрофизической обсерватории за критические замечания и ценные дискуссии в процессе исследования КД.

Я выражаю благодарность своему мужу Маланушенко В.П. за ценные замечания в оформлении работы.

Заключение

В данной диссертационной работе проведено всесторонеее изучение свойств КД на основе наблюдений КД в линии Hei, а также сравнение с наблюдениями в линиях водорода, кремния и в некоторых рентгеновских линиях. Большая часть наблюдений была получена на телескопе БСТ-2 в Крымской Астрофизической обсерватории. Были проведены исследования структуры КД на разных высотах, изучены динамические особенности и поля скоростей, проведены не-ЛТР расчеты физических условий в КД.

Для изучения КД была разработана специальная аппаратура, позволяющая проводить наблюдения изображений и спектров в И К и видимой областях спектра, что позволило провести широкий круг исследований. Разработана система проведения наблюдений в линии Hei и их обработки, организован ежедневный мониторинг и оперативное представление данных наблюдений в INTERNET, создана база данных наблюдений. Методики обработки изображений и спектров, разработанные в течение многолетней исследовательской работы по изучений КД, носят универсальный характер и могут быть использованы для обработки данных и проведения исследований при решении других научных задач в солнечной физике.

На основании наблюдений, полученных в оптическом и ИК диапазонах на телескопе БСТ-2, и данных, полученных в других экспериментах, было проведено всестороннее исследование КД в атмосфере Солнца.

Анализ структуры КД на разных высотах в атмосфере Солнца показал:

- Тонкая структура в области КД в средней хромосфере подавлена по сравнению с областями вне КД по наблюдениям в линиях Hei и На.

- По наблюдениям в линии Hei в КД можно выделить 2 области - граничную и внутреннюю, которые существенно отличаются по соотношению яркости и контраста хромосферной сетки.

- На На снимках в области границ КД наблюдается замкнутая цепочка темных точек, очерчивающая область КД, внутри которой отсутствуют волоконца и наблюдаются только точечные структуры.

- Изменение площади с высотой различно для разных КД, и для каждой отдельной КД характер изменения площади сохраняется по крайней мере в течение нескольких дней. Площади КД могут достигать максимума на разных высотах.

Исследование спектральных линий водорода и гелия в области КД привело к следующим выводам.

- Профили линии Hei в спектрах КД заметно отличаются от профилей вне КД уменьшением глубины линии и увеличением полуширины. В линии На наблюдается уменьшение глубины линии в КД на 2%. Интервал значений интенсивности в линии На в КД меньше, чем для невозмущенных областей вне КД, что говорит о более однородной структуре хромосферы в КД.

- He-JITP расчеты физических условий показали уменьшение температуры в области формирования линии гелия на ЗООК и уменьшение плотности в верхней хромосфере в 2-2.5 раза, что приводит к хорошему согласию расчетных и наблюдаемых профилей линий Hei и La без привлечения ультрафиолетовой подсветки.

1. Барановский Э.А., Маланушенко Е.В., Шумко A.B.: Исследование хромосферы продолжительной вспышки. //Астрономический журнал, 1997, т.74, с.454.

2. Барановский Э.А., Щербакова З.А.: Инфракрасные линии водорода и гелия в спектрах вспышек.// Изв. Крым, астрофиз. обе., 1985, т. 71, с. 54.

3. Белецкий С.А.: Результаты исследования солнечной хромосферы в линиях гелия D3 и 1083 нм. Диссертация на соискание ученой степени кандидата физ.-мат. наук. Харьков, 2000.

4. Белкина И.Л., Акимов Л.А., Белецкий С.А., Корохин В.В., Марченко Г.П.: Экваториальные корональные дыры по наблюдениям в линии Не I 1083.03 нм. //Кинематика и физика небесных тел, т. 16, с. 216.

5. Белкина И.Л., Белецкий С.А., Грецкий A.M., Марченко Г.П.: ПЗС-наблюдения в линиях 10830 нм Hei, HI, К Call. // Кинематика и физика небесных тел, 1996, т.12, с.65.

6. Бобова В.П.: Спектр колебаний АЕ-индекса в диапазоне периодов 4 мин.- 4 года.// В сб.:Проблемы солнечной активности, ред. В.А.Дергачева. 1991. с. 159.

7. Боровик В.Н., Медарь В.Г., Гараимов В.И., // Труды конференции "Достижения и перспективы солнечной радиоастрономии", Петродворец, 1998, с.22.

8. Васильева Г.Я. О закономерностях корональных дыр в 22-х летнем цикле. //Известия ГАО, 1998, N. 212, с. 237.

9. Дидковский JI.В., Степанян H.H., Суница Г.А.,Щербакова З.А.: Наблюдения Солнца в линии Не 10830 в Крымской астрофизической обсерватории.//В сб. Солнечные магнитные поля и корона. Новосибирск: Наука. 1989, т. 2. с. 386.

10. Иванчук В.И., Пишкало H.H.: Обнаружение хромосферных На микровыбросов вещества в полярной корональной дыре. // Кометный циркуляр, 1991, N. 420, с. 12.

11. Коваленко В.А. Солнечный ветер. М.: Наука, 1983.

12. Ковалевский И.В. Методы распознавания образов в анализе сложных физических явлений. Москва, Академия Наук : 1989.

13. Кондратов Э.В.: Методика и предварительные результаты наблюдения корональ-ных дыр в линии Не 10830 А в дифференциальном режиме.// Солн. Данные, 1987, No 12, с.80.

14. Макарова Е.А., Рощина Е.М., Сарычев А.П.: Аппроксимация потемнения солнечного диска к краю в континуума в спектральной области 0.3 мкм 2.4 мкм. //Кинематика и физика небесных тел. 1990, т. 6, с. 21.

15. Мак-Интош П.С.: Определение полярностей солнечных магнитных полей по наблюдениям в линии Н-альфа.//В кн. Наблюдения и прогноз солнечной активности.-Москва: Мир. 1976, с. 43.

16. Маланушенко В.П., Маланушенко Е.В., Степанян H.H.: Движения в области корональных дыр и вне их. // Известия РАН, Сер. Физическая, 1995, т. 59, с.152.

17. Маланушенко Е.В., Степанян H.H.: Некоторые характеристики корональных дыр в нижней и верхней хромосфере Солнца. //Кинематика и физика небесных тел. 1994, т. 10, с. 51.

18. Маланушенко Е.В., Степанян H.H.: Наблюдения Солнца в линии Hei 1083 нм в КрАО в 1999-2000 годах. Солнечная вспышка б июня 2000 г. и разрушение корональ-ной дыры в ноябре 1999 г. //Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв., т. 97, с. 69.

19. Медарь В.Г.: Спокойное Солнце и корональные дыра по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН-600.// Диссертация на соискание ученой степени кандидата физ. мат. наук. Санкт-Петербург, 2000.

20. Могилевский Э.И. Энергетика корональных дыр на Солгце и рекуррентные геомагнитные возмущения.// Геомагнетизм и аэрономия, 1995, т. 35, N. 6, с. 11.

21. Пожалова Ж.А.: Линия гелия 10830 как индикатор корональных дыр: теоретический аспект.// Письма в Астрон. Журнал, 1982, т. 13, с. 610.

22. Соколова И.П.: Исследование особенностей линии гелия 10830Ä в спектре Солнца и их связи с геомагнитными явлениями.// Диссертация на соискание ученой степени кандидата физ.-мат. наук. Санкт-Петербург, 1986.

23. Степанян H.H. Исследование корональных дыр в КрАО. //Известия РАН, Серия физическая. 1995. Т.59. N 6. С.63.

24. Степанян H.H. Корональные дыры и фоновые магнитные поля. //В сб. "Цикл", Санкт-Петербург, ФТИ, 1992, с.36.

25. Степанян H.H.: Меридиональные движения корональных дыр.// Конференция "Физика Солнца", Крым, Украина, 8-13 июня 1998 г., доклад.

26. Степанян H.H., Долгополова Е.В., Елизаров А.И., Маланушенко Е.В., Парчев-ский К.В., Суница Г.А.: Солнечный Универсальный Спектрофотометр // Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв., 2000, т. 96, с. 194.

27. Степанян H.H., Маланушенко Е.В.: Связь корональных дыр с окружающими магнитными полями. //Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв., 2001, т. 97, с. 76.

28. Щербакова З.А., Щербаков А.Г.: Излучение линии гелия 10830Л в спектре Солнца как звезды в 1981 1984 гг. //Изв. Крым. Астрофиз. обе., 1987, т. 76, с. 98.

29. Щербаков А.Г., Щербакова 3. А. О вариациях линии Не I 10830А по диску Солнца.// Изв. Крым. Астрофиз. обе., 1983, т. 68, с. 39.

30. Ambrosh P. Evolution of large-scale coronal structures. //In: Solar coronal structures, IAU Coll. 144, eds. Rusin V., Heinzel P., Vial J.-C., Slovakia: VEDA, 1994, p. 29.

31. Andretta V., Jones H.P.: On the role of the solar corona and transition region in the exitation of the spectrum of neutral helium. // Ap.J, 1997, v. 489, p. 375.

32. Avrett, E.N., Fontenla, J.M. and Loeser, R.: Formation of the solar 10830A line //in Infrared Solar Physics, IAU Symp.N 154, ed. Rabin, D.M., Jefferies, J.H. and Lindsey, C., Tucson, 1994, p. 35.

33. Avrett, E.H. and Loeser, R.: Formation of line and continuous spectra. I. Source function calculation// Smithsonian Astrophysical Observatory. Special Report, 1969, no. 303.

34. Belenko I.A.: Coronal hole evolution during 1996-1999.// Solar Phys., 2001, v. 199, p. 23.

35. Bocchialini K., Vial J.-C., Koutchmy S. Dynamical propertiies of the chromosphere in and out of the solar magnetic network. //Ap.J. Lett., 1992, v. 423, L67.

36. Bocchialini K., Vial J.-C., Koutchmy S. Wave propertiies in the upper and at the base of corona. // In: Solar coronal structures, IAU Coll. 144, eds. Rusin V., Heinzel P., Vial J.-C., Slovakia: VEDA, 1994, p. 123.

37. Bocchialini K., Vial J.-C. High-chromosphere and low-transition-region network: a different organization in an equatorial coronal hole? //Solar Physics, 1996, v. 168, p.37.

38. Bohlin J.D., Sheeley 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 Phys., 1978, vol. 56, p. 125.

39. Borovik V.N., Kurbanov M.S., Livshits M.A., Ryabov B.N. Coronal holes on the background of the quiet sun Analysis of RATAN-600 observations in the 2-32-cm range. // Astronomichesky Zhurnal, 1990, v. 67, p. 1038.

40. Borovik V.N., Medar' V.G., Korshavin A.N.: First measurements of the magnetic field in a coronal hole from RATAN-600 radio observations of the Sun.// Astronomy Letters, 1999, v. 25, p. 250.

41. Breger M.: Period-determination program PERDET available.// Delta Scuti Star Newsletter, issue 2, 1990.

42. Bumba V, Klvana M., Sykora J.: Coronal holes and photospheric magnetic field. // In: Solar coronal structures, IAU Coll. 144, eds. Rusin V., Heinzel P., Vial J.-C., Slovakia: VEDA, 1994, p. 47.

43. Butterworth S.: On the theory of Filter Amplifiers.// Experimantal Wireless, v.7, p.536.

44. Coronal holes and high speed wind streams, 1977, Ed. Zirker J.B., Colorado Assoc. Univ. Press., 1977, 454 pp.

45. David C., Gabriel A.H., Bely-Dubau F., Fludra F., Lemaire P., Wilhelm K. Measurment of the electron temperature gradient in a solar coronal hole. //Astron. Astrophys., 1998, v. 336, p. L90.

46. Deeming T.J.: Fourier analysis with unequally-spaced data.// Astrophys. Space Sci., 1975, v. 36, p. 137.

47. DeForest C.E., Hoeksema J.T., Gurman J.B., Thompson B.P., Plunkett S.P., Howard R., Harrison R.C., Nassler D.M. Polar plame anatomy: results of a coordinated observation. //Solar Phys., 1997, v. 175, p. 393.

48. Del Zanna G., Bromage B.J.: Spectroscopic Diagnostics Applied to the August 1996 Equatorial Coronal Hole // In: Coronal Holes and Solar Wind Acceleration, eds. Kohl J.L., Cramer S.R. Space Scince Reviews, 1999, v. 87, p. 169.

49. Dere K.P., Bartoe J.-D.F., Brueckner.: Transition zone flows observed in a coronal hole on the solar disk.// Ap.J., 1989, v. 345, pp. L95.

50. Dupree, A., K., Penn, M., J., Jones, H., P.: He I 1083.03 hm Wing Asymmetry in Polar Coronal Holes: Evidence For Radial Outflows. //Ap.J., 1996, v.467, L.121.

51. Esser R., Habbal S.R. Coronal holes and the solar wind, //in: Cosmic wind and the heliosphere. Eds. Jokipii J.R., Sonett C.P., Giampapa M.S., UofA Press, p. 297.

52. Fleck B., Deubner F.-L. et al.: Observations of solar oscillations in Hel 10830 A. //Infrared Solar Physics, IAU Symp.N 154, eds. Rabin, D.M., JefFeries, J.H. and Lindsey, C., Tucson, 1994, p. 65

53. Fontenla J.M., Avrett E.H., Loeser R. Energy balance in the solar transition region. Ill Helium emission in hydrostatic, constant-abundance models with diffusion //Ap.J., 1993, v. 406, p. 319.

54. Grammer S.R., Kohl J.L., Noci G., et.al. An empirical model of a polar coronal hole at solar minimum. // ApJ, 1999, v. 511, p. 481.

55. Hara, H., Tsuneta, S., Acton, L.W., Ogawara Y.: Temperatures of coronal holes observed with the YOHKOH SXT. //Publ. Astron. Soc. Jap., 1994, v. 46, p. 493-502.

56. Harrison, P.J.: Interpreting recent observations of Hei 10830A // Infrared Solar Physics, IAU Symp.N 154, ed. Rabin, D.M., Jefferies, J.H. and Lindsey, C., Tucson, 1994, p. 49

57. Harvey, J.W., Krieger A.S., Davis J.M., Timothy A.F., Vaiana G.S. Comparison of SKYLAB X-ray and ground-based helium observations. //Bull. American. Astron. Soc., 1975, v. 7, p. 358.

58. Harvey, J.W. and Livingston, W.C.: Variability of the solar Hel 10830,4 triplet// Infrared Solar Physics, IAU Symp.N 154, ed. Rabin, D.M., JefFeries, J.H. and Lindsey, C., Tucson, 1994, p. 59.

59. Harvey, J.W., Sheeley N.R. A comparison of He II 304 A and He I 10,830 A spectrohe-liograms. //Solar Phys., 1977, v. 54, p. 343.

60. Harvey, J.W., Sheeley N.R. Coronal holes and solar magnetic fields. //Space Science Reviews, 1979, v. 23, p. 139.

61. Harvey K.L.: Observations of dynamic events in He I 10830 A.// Symp of IAU No.154, Infrared Solar physics, held in Tucson, Arizona, USA, March 2-6, 1992, p. 71.

62. Harvey K.L., Recely F.: The Evolution of the Polar Coronal Holes Over a Solar Cycle. //In: 2001 AGU Spring Meeting, Boston,MA,USA, May,29 June,2, 2001 (abstract).

63. Hasler D.M., Wilhelm K.,Lemarie P., Schuhle U. Observations of polar plumes with the SUMMER instrument on SoHO. //Solar Phys., 1997, v. 175, p. 375.

64. High Resolution Solar spectrum. Institut National des Sciences de l'Univers / Observatoire de Paris. BASS 2000 -Base Solaire Sol 2000 Antenne meudonnaise: http://mesola.obspm.fr/.

65. Huber M.C.E., Foukal R.W., Noyes R.W., Reeves E.M., Schamahl E.J., Timothy J.G., Vernazza J.E., Withbroe G.L. XUV observations of coronal holes, initial results from Skylab. //ApJ, 1974, v. 194, p. L151.

66. Ikhsanov, R.N., Ivanov, V.G.: Properties of space and time distribution of solar coronal holes.// Solar Phys., 1999, vol.188, p.245.

67. Insley J.E., Moore V., Harrison R.A. First observations of coronal hole structure and evolution using SoHO-CDS. //Solar Phys., 1997, v. 175, p. 437.

68. Jones H.P.: Interpreting recent observations of He I 10830A. // Infrared Solar Physics, IAU Symp. N 154, ed. Rabin, D.M., Jefferies, J.H. and Lindsey, C., Tucson, 1994, p. 49.

69. Jones, H., P., Duval, T., L. et al.: The NASA/NSO spectromagnetograph. //Solar Physics, 1992, v.139, p. 211.

70. Jones H.P., Malanushenko E.V.: Two-Component Fitting of Coronal-Hole and Quiet-Sun He I 1083 nm Spectra. //In: 2001 AGU Spring Meeting, Boston, MA, USA, May,29 June,2, 2001 (abstract).

71. Kahler, S.W., Davis, J.M. and Harvey, J.W.: Comp arison of coronal holes observed in soft X-ray and He I 10830 A spectroheliograms.// Solar Phys., 1983, vol. 87, p. 47.

72. Kovalenko V.A. Energy balance of the corona and the origin of quasi-stationary highspeed solar wind streams.// Solar Phys., 1981, v. 73, p. 383.

73. Lin Y.: Characteristics of small-scale magnetic fields in a solar coronal hole. // In: Solar coronal structures, IAU Coll. 144, eds. Rusin V., Heinzel P., Vial J.-C., Slovakia: VEDA, 1994, p. 41.

74. Lites B.W.: Photoelectric observations of chromospheric sunspot oscillations. IV The CA II H line and He I 10830 A // Ap.J., 1986, v.301, p.1005.

75. Loucif M.L.: Giant macrospicules as possible sources of the fast solar wind// Astron. Astrophys., 1994, vol. 281, p. 95.

76. Malanushenko E.: The He I 10830 A Observation of the Flare on July 9, 1996. //Astron. Astrophys. Trans., 1999, v.18, p. 273.

77. Malanushenko E., Malanushenko V.P., Stepanian N.N.: Physical Conditions and Velocity Fields in Coronal Holes. 1. Radial Velocity Oscillations In and Out of Coronal Holes. //Astron. Astrophys. Transac., 1997, v.13, p.167.

78. Malanushenko E.V, Malanushenko V.P., Stepanian N.N.: Radial Velocity Oscillations in Coronal Holes and outside them. //In: "Motions in the Solar Atmosphere", A. Hanslmeier and M. Messerotti (eds), 1999, Kluwer Academic Publishers, p.251.

79. Malanushenko E., Stepanian N.N., Baranovsky E.: Investigation of line profiles of Hydrogen and Neutral Helium in Coronal Holes. //Workshop "Helium Line Formation in a Dynamical Solar Atmosphere", Naples, Italy, April 5-7, 2000 (report).

80. Malanushenko V.P., Polosukhina N.S., Weiss W.W.: Spectrum variations of HD 215441 (Babcock's star). //Astron. Astrophys., 1992, v.259, p.567.

81. Marie K. McCabe and Mickey D.L.: The Hel 10830A chromosphere and filament associated structures. //Solar Phys., 1981, v. 73, p. 59.

82. Marsch E. Solar wind models from the Sun to 1 AU: constrains by in situ and remote sensing measurments. // In: Coronal Holes and Solar Wind Acceleration, eds. Kohl J.L., Cramer S.R. Space Scince Reviews, 1999, v. 87, p. 1.

83. Marsh K.A. The calcium K-line network in coronal holes. //Solar Phys., 1977, v. 52, p. 343.

84. Mogilevsky E.I., Obridko V.N., Shilova N.S. Large-Scale Magnetic Field Structures and Coronal Holes on the Sun // Solar Phys., 1997, vol. 176, p. 107.

85. Norton H., Maryland U., Feldman F. // Proceeding of 8th SOHO Warkshop, EAS, SP-446, p.509-513.

86. Obridko V.N., Shelting B.D.: Coronal holes as indicators of large-scale magnetic fields in the corona //Solar Phys., 1989, v. 124, p. 73.

87. Obridko V.N., Shelting B.D. Structure and cyclic variations of open magnetic fields in the Sun. //Solar Phys., 1999, v. 187, p. 185.

88. Penn M.J., Allen C.L. He I 1083 nm oscillations and downflows newr the north solar pole. //Solar Physics, 1997, v. 174, p. 359.

89. Penn M.J., Jones H.P. Limb observations of the He I 1083 nm. //Solar Phys., 1996, v. 168, p. 19.

90. Penn M.J., Kuhn J.R.: Spectropoljarimetry of Hel 1083 nanometer line. //ApJ, 1995, v. 441, p. L51.

91. A.Senchez-Ibarra A., Barraza-Parades M.: Catalogue of coronal holes 1970-1991// Report UAG-102.- Boulder: NGDC ,1992.

92. Scherbakov A.G., Scherbakova Z.A. The Hel 10830A line as an indicator of chromo-spheric and coronal activity of the Sun.// The Sun and Cool Stars: activity, magnetizm, dynamos, IAU Coll. N 130, 1990, Springer, Berlin, p. 252.

93. Scherbakov A.G., Scherbakova Z.A. Hel 10830A line as an indicator of chromospheric and coronal activity.// Astron. Astrophys., 1996, v. 309, p. 655.

94. Singh J., ain S.K., Venkatakrishnan P. Time variability of the He 1 10830A line profile. // Solar Physics, 1994, v. 150, p. 49.

95. Solar Geophysical Data. // Colfey H.E. ed., National Geophysical Data Center, Boulder, Colorado, USA, 1988-1999, Pt. 1-2.

96. Stepanjan N.N.: Coronal holes and background magnetic fields on the Sun. // In: Solar coronal structures, IAU Coll. 144, eds. Rusin V., Heinzel P., Vial J.-C., Slovakia: VEDA, 1994, p. 61.

97. Suess S.T. Models of coronal hole flows. // Space Science Reviews, 1979, v. 23, p. 159.

98. Tsuneta S., Acton, L., Bruner, M., Lemen, J., Brown, W., Caravalho, R., Catura, R., Freeland, S., Jurcevich, B., Owens, J.: The soft X-ray telescope for the SOLAR-A mission. // Sol. Phys., 1991, v.136, p.37.

99. Venkatakrishnan P., Jain S.K., Singh, Jagdev, Recely F., Livingston W.C.: Spatiotemporal fluctuations in He I 10830 A line parameters Evidence for spicule formation // Solar Physics, 1992, v. 138, p. 107.

100. Vernazza J.E., Reeves E.M.: Extreme ultraviolet composite spectra of representative solar features.// Ap.J. Suppl.Ser., 1978, v. 37, p. 485.

101. Vernazza, J.E., Avrett, E.H. and Loeser, R.: Structure of the solar chromosphere. III. Models of the EUV brightness components of the quiet Sun. // Ap.J. Suppl. Ser., 1981, vol. 45, p. 635.

102. Wallace, L., Hinkle, K., Livingston, W.: An Atlas of the Photospheric Spectrum from 8900 to 13600cm"1 (7350 to 11230Ä). //N.S.O. Technical Report #93-001 Published April, 1993 by National Solar Observatory.

103. Wilhelm, K., Marsch, E., Dwivedi, B.N., Hassler, D.M., Lemaire, P., Gabriel, A.H., Huber, M.C.E. The Solar Corona above Polar Coronal Holes as Seen by SUMER on SOHO// Ap.J., 1998, v.500, p.1023.

104. Zirker J.B.: Coronal heating.// Solar Physics, 1993, v. 148, p. 43.