Исследование формирования и движения корональных выбросов массы и связанных с ними ударных волн тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук

На правах рукописи УДК 523.98

О—

Егоров Ярослав Игоревич

ИССЛЕДОВАНИЕ ФОРМИРОВАНИЯ И ДВИЖЕНИЯ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ И СВЯЗАННЫХ С НИМИ УДАРНЫХ ВОЛН

Специальность 01.03.03 - «Физика Солнца:

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

3 О ОКТ 2014

Иркутск - 2014

005554236

005554236

Работа выполнена в Федеральном государственном бюджетном учреждении науки Институте солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук.

Научный руководитель:

Файнштейн Виктор Григорьевич, доктор физико-математических наук, Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук, ведущий научный сотрудник

Официальные оппоненты:

Богачев Сергей Александрович, доктор физико-математических наук, главный научный сотрудник Федерального государственного бюджетного учреждения Физического института им. П.Н. Лебедева Российской академии наук Биленко Ирина Антоновна, кандидат физико-математических наук, научный сотрудник Государственного астрономического института имени П.К. Штернберга Московского государственного университета имени М.В. Ломоносова

Ведущая организация:

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория Российской академии наук

Защита состоится 23 декабря 2014 г. в 14 ч на заседании диссертационного совета Д 003.034.01 при Федеральном государственном бюджетном учреждении науки Институте солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук по адресу: 664033, г. Иркутск, ул. Лермонтова, 126а, а/я 291, ИСЗФ СО РАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке и на сайте Института солнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук www.iszf.irk.ru.

Автореферат разослан «_»_2014 года.

Ученый секретарь

диссертационного совета

кандидат физико-математических наук

Поляков В.И.

Общая характеристика работы

Актуальность и степень разработанности темы исследования

Диссертация посвящена исследованию корональных выбросов массы (КВМ) и связанных с ними ударных волн. КВМ представляют собой сгустки плазмы и магнитного поля, которые время от времени выбрасываются из короны Солнца в межпланетное пространство. Уже несколько десятилетий они являются объектом интенсивных исследований [1,2]. Результаты таких исследований имеют научную и практическую ценность. С научной точки зрения изучение КВМ позволяет ответить на важные вопросы физики Солнца, которые касаются накопления и быстрого высвобождения энергии, сопровождающих возникновение КВМ, а также закономерностей выноса в межпланетное пространство значительного количества солнечного вещества и магнитного поля. Практическая значимость исследований КВМ определяется ролью выбросов массы в формировании космической погоде. Воздействие некоторых КВМ и/или связанных с ними ударных волн на магнитосферу Земли может приводить к возникновению в околоземном пространстве геомагнитных бурь, в том числе самых сильных [3,4]. В свою очередь, геомагнитные бури могут оказывать негативное воздействие на различные элементы техносферы и на биосферу.

Фундаментальной проблемой солнечной физики является вопрос о том, как возникают КВМ. Предложено несколько теоретических моделей, описывающих инициацию корональных выбросов массы. Эти модели описывают различные этапы возникновения КВМ. Но первый вопрос, на который необходимо дать ответ: откуда черпается энергия, обеспечивающая формирование и последующее движение с большой скоростью сгустков вещества с большой массой - КВМ. Сегодня считается, что эта энергия черпается из энергии магнитного поля. Общее представление о том, как возникают КВМ, сформулировано в работе [5]: «Большинство моделей инициации КВМ основано на предположении, что КВМ и вспышки черпают свою энергию из коронального магнитного поля. Токи, которые нарастают в короне в результате всплытия потока и поверхностных потоков, медленно эволюционируют к состоянию, где устойчивое равновесие становится невозможным. Когда это произойдет, поле эруптирует».

В настоящее время существует множество теоретических моделей возникновения КВМ. Но, как отмечено в обзоре [1], большинство моделей, предназначенных для описания возникновения и последующего движения КВМ, недостаточно развиты для сравнения их с наблюдениями. «Многие из таких моделей не могут реалистично описать сложную эволюцию давления, магнитного поля и гравитационных сил, действующих на замкнутые корональные структуры» [1]. С точки зрения автора диссертации, большинство существующих моделей опирается на довольно ограниченный набор экспериментальных сведе-

ний. недостаточный для решения поставленной задачи - объяснить возникновение КВМ. Webb и Howard [1] также отметили, что некоторые модели, весьма популярные совсем недавно, сегодня представляются нежизнеспособными. К таким моделям относится, например, модель, в которой триггером КВМ является вспышка. Тем не менее создание теоретических моделей КВМ — важный этап в изучении механизмов формирования выбросов массы и особенностей их дальнейшего поступательного движения, т.к. модели позволяют лучше понять роль различных физических явлений в эволюции магнитного потока, приводящего к созданию КВМ. Сегодня активно обсуждается роль таких явлений, как всплытие нового магнитного потока и шир силовых линий магнитного потока поперек линии инверсии знака магнитного поля (нулевой или нейтральной линии фотосферного поля). Подробно о современных моделях возникновения КВМ говорится в обзорах и монографии [1,2,5].

Можно ожидать прорывных результатов в изучении механизмов возникновения КВМ при использовании солнечных наблюдений с высоким временным и пространственным разрешением. В ряде работ, использующих данные с высоким временным и пространственным разрешением, включая SDO/AIA, уже получены важные результаты, касающиеся возникновения КВМ. Авторы работы [б] пришли к выводу, что триггером вспышки и КВМ была винтовая из-гибная неустойчивость (helical kink instability) жгута (flux горе) и ускорение выброса массы было обеспечено тороидальной неустойчивостью. В работе [7] на примере шести КВМ описан процесс формирования КВМ, где эруптивный протуберанец (ЭП) или эмиссионная петля играет роль триггера возникновения КВМ. Эруптивный протуберанец (эмиссионная петля) возмущает вышележащие области короны, создавая движущиеся с разной скоростью петлеобразные структуры повышенной яркости. Сформированная фронтальная структура КВМ начинает быстрое движение в направлении от лимба после прихода к месту ее формирования движущихся внутренних петлеобразных структур. С другой стороны, согласно [8], формирование одного КВМ, не связанного с эрупцией волокна, происходит следующим образом. Примерно за 7 часов до появления КВМ возникает магнитоплазменный жгут, наблюдаемый первоначально в самом «горячем» канале SDO/AIA 131 Á. Далее жгут охлаждается и затем, вследствие дестабилизации, происходит его выброс — возникает КВМ. И, наконец, в работе [9] исследовано формирование быстрых импульсных КВМ, не связанных с эрупцией волокна. Сделан вывод, что КВМ формируется вследствие нарушения равновесия эмиссионных петель, наблюдаемых в спектральном диапазоне крайнего ультрафиолета.

С начала периода скайлэбовских наблюдений Солнца был достигнут большой прогресс в нашем понимании свойств корональных выбросов массы,

особенностей их движения и сопровождающих их физических процессов, связанных с выделением большого количества энергии за короткие промежутки времени. Тем не менее на многие вопросы, касающиеся возникновения КВМ и их движения, ответы получить до сих пор не удалось. Ниже мы отметим несколько проблем, касающихся КВМ, сконцентрировав наше внимание на проблемах, на решение которых направлена диссертация. Выше уже отмечалось, что источником энергии КВМ является магнитная энергия замкнутых структур на Солнце, но мы не знаем, что вызывает высвобождение этой энергии. Накопленная энергия высвобождается в виде ЭП, КВМ, вспышки и других эруптивных явлений. В то же время до сих пор нет количественного понимания того, как магнитная конфигурация в источнике КВМ соотносится с энергией КВМ. Распознавание индикаторов накопления энергии - важный шаг в определении того, будет ли и когда будет эрупция КВМ. В течение фазы накопления энергии наблюдаются разные небольшие эруптивные события, но сложно определить, что является предвестником КВМ, а что есть отдельное эруптивное событие. Мы также не знаем, как высвобожденная энергия распределяется между энергией вспышки и механической энергией КВМ. До сих пор неясно, как происходят вспышки

без КВМ и наоборот.

Несмотря на давно установленную формальную связь между эрупцией волокна, КВМ и вспышкой (т.е. на пространственную и временную близость этих событий, а в некоторых случаях на временную последовательность этих проявлений солнечной активности), нет исчерпывающих ответов на следующие вопросы. Какова роль эруптивного протуберанца в процессе генерации КВМ? ЭП и КВМ - это разные проявления единого процесса высвобождения свободной энергии магнитного поля? Или ЭП - это предвестник формирования КВМ? Или ЭП - это триггер КВМ? Аналогичные вопросы касаются связи вспышки с ЭП и КВМ. Какова физическая связь между этими проявлениями солнечной активности?

Самые быстрые КВМ связаны с ударными волнами. Но как возникает такая ударная волна, остается невыясненным. Действительно ли на начальном этапе своего существования эта волна является поршневой с телом выброса массы в виде поршня? Или ударная волна возникает раньше окончательного формирования КВМ и по своей природе не является поршневой такого типа?

Оценка характеристик КВМ в трехмерном пространстве - важная задача, позволяющая определить направление движения КВМ, его ЗБ-скорость, реальные угловые размеры в различных направлениях и другие характеристики. Это, в частности, важно для выяснения вопроса, будет ли конкретный КВМ воздействовать на магнитосферу Земли? Знание ЗВ-скорости позволит более точно оценить время прихода КВМ на орбиту Земли. Для решения этой

задачи предложено несколько методов [10-12]. В то же время до начала наших исследований не было сделано попыток оценить трехмерные характеристики отдельно для тела КВМ и связанной с ним ударной волны.

Цель и основные задачи диссертационной работы Целью работы является: 1) по многоволновым данным с высоким временным и пространственным разрешением исследовать формирование коро-нальных выбросов массы, связанных с эруптивными волокнами; 2) изучить закономерности распространения и природу связанных с такими КВМ ударных волн; 3) исследовать закономерности движения быстрых КВМ различных типов и связанных с ними ударных волн в трехмерном пространстве

Для достижения поставленной цели необходимо было решить следующие задачи:

1. Разработать методы и программное обеспечение для исследования формирования и движения КВМ, связанных с эруптивными волокнами, по данным инструментов SDO/AIA, PROBA2/SWAP, STEREO/EUVI, STEREO/COR1, MARK IV (MLSO).

2. Разработать метод и программное обеспечение для выделения ударных волн, связанных с КВМ, и исследования их кинематики на начальном этапе движения.

3. Разработать метод и программное обеспечение для нахождения в трехмерном пространстве геометрических и кинематических характеристик отдельно для тела КВМ и связанной с КВМ ударной волны.

4. Провести исследования, направленные на выполнение поставленных целей 1 -3.

Научная новизна работы

1. Впервые на основе анализа многоволновых данных с высоким временным и пространственным разрешением получена детальная картина формирования и движения КВМ, связанных с эруптивными волокнами или эруптивными эмиссионными петлями. Обнаружены отличительные особенности возникновения таких КВМ в конкретных случаях.

2. Впервые на основе анализа данных с высоким временным и пространственным разрешением и сопоставления с модельными расчетами показано, что ударные волны, связанные с КВМ и обнаруженные в нижней короне, могут быть взрывными.

3. Получены новые результаты, касающиеся свойств и кинематики тела КВМ и связанной с ним ударной волны в трехмерном пространстве

Теоретическая и практическая значимость

Полученные результаты углубляют наши знания о формировании КВМ, его связи с эруптивным протуберанцем и вспышкой. Предложенная морфологическая картина формирования КВМ полезна для сравнения с существующими теоретическими моделями. Полученные наблюдательные факты дают материал для уточнения и улучшения таких моделей.

Регистрация ударной волны на ранних этапах ее появления позволяет выяснить природу ее образования и характер распространения. Изучение образования и распространения ударных волн является полезным в контексте генерации ею потоков геоэффективных солнечных энергичных частиц [13].

Применение усовершенствованного метода расчета параметров в трехмерном пространстве отдельно для тела КВМ и для ударной волны позволяет более точно определить положение и направление этих явлений в пространстве и их возможное время прибытия на орбиту Земли. Таким образом, этот метод может оказаться полезен для предсказания космической погоды.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Показано, что эрупция протуберанца (или эмиссионной петли) приводит к возникновению последовательности движущихся вверх с различной скоростью петлеобразных структур и проявлению области короны - предвестника будущей фронтальной структуры.

2. Установлено, что возникновение КВМ, связанных с эрупцией протуберанца, завершается формированием фронтальной структуры выброса массы под воздействием внутренних возмущений или непосредственно эруптивного протуберанца (эмиссионной петли) на предвестника фронтальной структуры.

3. Обнаружено принципиальное различие характера движений тела КВМ и связанной с ним ударной волны в нижней короне. Сделан вывод о том, что ударные волны, связанные с КВМ, в нижней короне могут быть не поршневыми, а взрывными.

4. Впервые с помощью модели «Ice-cream cone» были найдены трехмерные характеристики отдельно для тела КВМ и связанной с ним ударной волны. Получены новые сведения об особенностях кинематики в трехмерном пространстве в короне отдельно для тела КВМ и связанной с ним ударной волны и расстояний между ними.

Достоверность полученных результатов

Достоверность изложенных в работе, результатов обеспечивается использованием достаточно широкого статистического набора наблюдательных данных как наземных, так и космических обсерваторий, а также применением современных методов обработки и анализа наблюдательного материала. Результаты анализа кинематики КВМ согласуются с исследованиями, проведенными другими авторами. Корректность методов обнаружения и определения характеристик КВМ подтверждается высокой степенью совпадения результатов расчетов с параметрами тестовых моделей. Результаты, полученные в ходе работы и вынесенные на защиту, обсуждались на научных семинарах, публиковались в рецензируемых журналах и докладывались на российских и международных конференциях.

Апробация работы

Основные результаты и выводы, приведенные в диссертации, докладывались и обсуждались на следующих научных мероприятиях:

1. «The Sun: From Quiet to Active - 2011, International Moscow Workshop on Solar Physics» 29.08.2011 - 02.09.2011, Lebedev Institute RAS, Moscow, 2011.

2. Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике «Физические процессы в космосе и околоземной среде». Иркутск, 19 — 24 сентября 2011 г.

3. Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика — 2011» (2 — 8 октября 2011 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН), 2011.

4. IX Российско-Монгольская конференция по астрономии и геофизике, 10 — 12 октября 2011 г., г. Иркутск, 2011.

5. III Всероссийская астрономическая конференция «Небо и Земля», г. Иркутск, ИГУ, 22 — 24 ноября 2011 г.

G. 7-я конференция «Физика плазмы в Солнечной системе», ИКИ РАН, Москва, 06 — 10 февраля 2012 г.

7. Xllth Hvar Astrophysical Colloquium. «The Sun and Hcliosphere», Croatia, 2012.

8. Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика - 2012» (24 - 28 сентября 2012 года, Санкт-Петербург, ГАО РАН).

9. 8-я конференция «Физика плазмы в Солнечной системе», ИКИ РАН, Москва, 04 — 08 февраля 2013 г.

10. 2013 ILWS Workshop, Irkutsk, Russia, 24 - 28 June 2013.

11. Международный симпозиум COSPAR «Космические магнитные поля: наследие А.Б. Северного Научно-исследовательский институт «Крымская астрофизическая обсерватория», п. Научный, АР Крым, Украина, 2 — 6 сентября 2013 г.

12. Международная Байкальская молодежная научная школа по фундаментальной физике «Физические процессы в космосе и околоземной среде». Иркутск, 9—11 сентября 2013 г.

13. Всероссийская конференция по солнечно-земной физике, посвященная 100-летию со дня рождения члена-корреспондента РАН В.Е.Степанова, г. Иркутск, 16 — 21 сентября 2013 г.,

а также на научных семинарах в ИСЗФ СО РАН.

Результаты, полученные в ходе работы над диссертацией, использовались при выполнении исследований по проекту СО РАН «Геоэффективные процессы в хромосфере и короне Солнца», номер гос. регистрации 01201281С51, проекту № 22.3 «Динамические процессы в плазме Солнца, солнечном ветре и магнитосфере планет» в рамках Программы Президиума РАН № 22 «Фундаментальные проблемы исследований и освоений Солнечной системы», а также при частичной поддержке гранта ГК № 02.740.11.0576 но ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России».

Публикации

Основные результаты по теме диссертации изложены в 13 печатных изданиях, 3 из которых изданы в журналах, рекомендованных ВАК.

Личный вклад

Автор принимал участие совместно с научным руководителем в постановке задач, анализе и интерпретации полученных результатов. Исследования, описанные в главах 1, 2 и 3, проводились совместно с соавторами с использованием разработанного автором программного обеспечения.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, трех глав и заключения. Полный объем диссертации 9S страниц текста с 51 рисунком и 3 таблицами. Список литературы содержит 170 наименований.

Содержание работы

Во введении обосновывается актуальность исследований, проводимых в рамках данной диссертационной работы, приводится обзор научной литературы по изучаемой проблеме, формулируется цель, ставятся задачи работы, сформулированы научная новизна и практическая значимость представляемой работы.

Первая глава посвящена исследованию формирования и начальной стадии движения КВМ по данным с высоким временным и пространственным разрешением. Использование данных с высоким временным и пространственным разрешением позволяет выяснить важные детали формирования и движения корональных выбросов массы и связанных с ними ударных волн. Файнштейн и Егоров (2013) [14] по данным БВО и других космических аппаратов изучили возникновение шести КВМ, связанных с эрупцией протуберанца или горячей эмиссионной петли, наблюдаемой в линиях крайнего ультрафиолета. Типичный процесс формирования рассмотренных КВМ выглядит следующим образом. Эруптивный протуберанец (эруптивная эмиссионная петля) возмущают вышележащие области короны. В результате над эруптивным протуберанцем возникают движущиеся с разной скоростью структуры повышенной яркости и одновременно выше выделяются несколько участков повышенной яркости, где в дальнейшем сформируется фронтальная структура КВМ. Эти участки в течение некоторого времени могут быть практически неподвижными либо двигаться со скоростью меньшей, чем скорость нижележащих структур. Фронтальная структура КВМ окончательно формируется и начинает быстро двигаться в направлении от лимба после соприкосновения с местом ее формирования движущихся внутренних структур.

Необходимым этапом на пути выяснения физических механизмов генерации КВМ является исследование кинематики и других свойств выбросов массы на начальной стадии их движения. Для многих КВМ с использованием данных различных инструментов были получены временные профили скорости, ускорения и геометрических характеристик КВМ сразу после их возникновения [8,14-22]. Эти сведения в той или иной степени отражают особенности формирования КВМ и должны учитываться при создании моделей возникновения выбросов массы, адекватных наблюдениям.

Рассмотрим формирование и начальную стадию движения КВМ на примере события 7 июня 2011 года (Рис. 1). Формирование КВМ начинается с эруиции протуберанца - триггера создания этого КВМ. Этот протуберанец был зарегистрирован как в линии На, так и в нескольких каналах крайнего ультрафиолета. Медленное движение эруптивного протуберанца начинается примерно за б минут до начала связанной с КВМ вспышки. Резкое увеличение скоро-

10

сти протуберанца начинается через ~ 1.5 минуты после начала вспышки. Этот эруптивный протуберанец возмущает находящиеся выше участки короны, и это возмущение проявляется в виде последовательности движущихся друг за другом петлеобразных структур (отмечены стрелками с номером 2 на Рис. 1(а -в)). При этом петля, начавшая двигаться позднее, достигает больших скоростей, чем петля, начавшая двигаться раньше. В результате возникшие позднее структуры догоняют те, что появились ранее. Все эти внутренние движущиеся петли в конце концов догоняют самую медленную внешнюю структуру под номером 3 и вместе с ней формируют фронтальную структуру КВМ (отмеченную цифрой 4). С этого момента КВМ можно считать сформировавшимся.

600 700 аоо 900 1000 1100 500 600 700 800 900 1000 1100 500 600 700 800 900 1000 1100

агсБес

Рис. 1. Событие 7 июня 2011 г. Последовательность изображений участка Солнца по наблюдениям инструментом 5ВО/А1А в канале 171 А (а в; д): 1 - эруптивный протуберанец; 2 внутренние движущиеся структуры; 3 внешняя структура, впоследствии часть фронтальной структуры КВМ, отмеченной цифрой 4; г - исходное

изображение участка Солнца для лучшего выделения эруптивного протуберанца; е разностное изображение участка Солнца в канале 211 А. Цифрой 5 обозначена граница диффузной области впереди яркой области (отмечена цифрой 4), предположительно

ударная волна.

Кинематика различных структур в процессе формирования КВМ и сформировавшегося выброса массы показана на Рис. 2 и 3. Из Рис. 2 следует, что эрупция волокна начинается раньше связанной с КВМ вспышки. Движение фронтальной структуры КВМ удается надежно зарегистрировать в моменты после начала связанной с КВМ вспышки. Обратим внимание на временной профиль скорости фронтальной структуры КВМ с начала ее формирования. Скорость достигает максимального значения примерно на выходе в поле зрения LASCO С2, затем относительно быстро уменьшается на « 500 км/с и далее меняется со временем относительно мало. Такие временные профили в последние годы уже наблюдались (см., например, [18,19J), и они принципиально отличаются от профиля, предложенного на основании анализа относительно большого числа событий в работе [17], когда после достижения максимума скорость практически перестает меняться. Из Рис. 2 следует также, что близкими по времени оказались максимумы скорости фронтальной структуры (или, что то же самое, тела КВМ) и мягкого рентгеновского излучения Isxr{í); максимум ускорения фронтальной структуры и максимум dlsxn{t)/dt. Перечисленные особенности движения КВМ оказались характерными для нескольких рассмотренных КВМ.

©I

08:00

Рис. 2. Событие 7 июня 2011 г.: а - профиль скорости для КВМ (серая линия) и протуберанца (черная линия), штриховой линией показана интенсивность мягкого рентгеновского излучения из области связанной с КВМ вспышки; б - ускорение КВМ (серая линия) и протуберанца (черная линия). Штриховая линия - производная интенсивности мягкого рентгеновского излучения. Интенсивность жесткого рентгеновского излучения по данным ГШЕЭЗГ показана жирной штрихпунктирной линией. Черная вертикальная линия на графиках - начало связанной с КВМ вспышки.

На Рис. 3 показаны зависимости скорости и ускорения фронтальной

структуры КВМ (серая линия), эруптивного протуберанца (черная линия) и

12

внутренней петлевой структуры (штриховая линия). Черной вертикальной линией отмечено начало связанной с КВМ вспышки. Отметим интересную особенность Рис. 3(6). Самое большое максимальное ускорение оказалось у внутренней петли, меньшего ускорения достигла фронтальная структура и, наконец, эруптивный протуберанец характеризовался наименьшими значениями максимального ускорения среди представленных структур.

Рис. 3. Событие 7 июня 2011 г.: а профиль скорости КВМ (серая линия) и протуберанца (черная линия), внутренней петлевой структурой показана штриховой линией; б - ускорение КВМ (серая линия), протуберанца (черная линия) и внутренней петлевой структуры (штриховая линия). Черная вертикальная линия па графиках начало связанной с КВМ вспышки.

Вторая глава посвящена исследованию формирования и распространения ударных волн, связанных с КВМ, по данным 800/А1А. Автором диссертации был предложен метод выделения ударных волн на профиле интенсивности в области резкой границы диффузной области перед фронтальной структурой быстрых КВМ в нижней короне по данным 800/А1А. Для решения этой задачи был разработан пакет программ на языке ГОЬ, позволяющий в интерактивном режиме строить профиль яркости вдоль выбранной линии сканирования и сопоставлять тот или иной скачок яркости на профиле с его положением на изображении. Такая обратная связь дает возможность обнаружить резкий скачок яркости, который соответствует фронту ударной волны. Похожая, но отличающаяся в деталях методика была предложена в работе [23].

Для выделения ударных волн, связанных с КВМ. по данным 8ВО/А1А использовался следующий подход для отбора событий:

1. С данным событием связаны радиовсплески II типа в моменты, близкие к появлению КВМ.

2. Перед фронтальной структуры КВМ существует диффузная область с резкой границей

3. Измеренная скорость границы диффузной области превышает локальную скорость быстрых магнитозвуковых волн.

Нам удалось обнаружить лишь два события, удовлетворяющие всем описанным условиям, в период с июня 2010 года по январь 2014 года. Эти события произошли 13 июня 2010 года и 7 декабря 2012 года. В то же время заметим, что в некоторых наших работах [24] мы отмечали существование ударной волны, связанной с КВМ 7 июня 2011 года, а в работе [25] анализируются ударные волны, зарегистрированные 3 ноября 2011 года. В диссертации не приводится анализ этих ударных волн, т.к. эти события не удовлетворяют полностью указанным выше условиям 1-3.

Рассмотрим результаты работы описанного метода на примере события 13 июня 2010 года. КВМ 13 июня 2010 года возник в активной области ГЮАА 11079 и был связан с рентгеновской вспышкой класса М1.0 в гелиоцентрических координатах 824\¥82.

Результаты сканирования яркости вдоль выбранного направления показаны на Рис. 4(6 - е), где серыми стрелками отмечены скачки яркости, соответствующие положению ударной волны.

На Рис. 5(а) показаны зависимости от времени границы тела КВМ и связанной с ним ударной волны. Зависимость, полученная из наблюдений положения ударной волны от времени, сопоставлена с теоретической зависимостью распространения взрывной ударной волны в автомодельном приближении: г(£) = (п — Го)[(< — — Ь)}2'^ + г() [26]. Здесь го, ¿о и 5 - начальное положение центра волны, момент ее возбуждения и показатель спада плотности, которые подбираются для наилучшего согласия между и г(£). В данном случае го = 1.17Д,, ¿о - 05:37:12, <5 = 2.5. Видно, что имеет место хорошее согласие между экспериментальной и теоретической зависимостями положения ударной волны от времени. Штрихпунктирная линия на Рис. 5(а) - би-сплайн-аппроксимация зависимости положений фронтальной структуры КВМ от времени.

На Рис. 5(6) показаны временные профили скорости ударной волны Увн^) = а^А'я/^ и границы тела КВМ УСме{1) = <ШСме1<&- Из Рис. 5(6) следует, что на начальном этапе движения характер изменения скорости ударной волны и тела КВМ существенно различается, и, по мнению авторов работы,

3:24-05:32:00

600 700 800 900 I ОО011001200

Рис. 4. Событие 13 июня 2010 года: сканы яркости в разные моменты времени вдоль выбранного направления, показанного на панели а.

это различие не согласуется с представлением о том, что обнаруженная ударная волна является поршневой с телом КВМ в виде поршня.

На Рис. 5(в) приведена радиоспектрограмма, полученная Hiraiso Radio Observatory. На ней отчетливо видна вторая гармоника плазменной частоты, расщепленная на две составляющие. Это расщепление указывает на то, что излучение регистрируется перед фронтом ударной волны и за ним [27,28]. Для события 13 июня 2010 года наблюдается близость момента первой регистрации ударной волны по данным SDO/AIA и появления радиовсплеска II типа.

Концентрацию электронов п (см^'!) можно определить, зная связь частоты радиовсплесков II типа с плазменной частотой fp = 9 х Ю^^п1^2. Далее найденные ранее с помощью расчетов по сканам яркости положения фронта ударной волны в зависимости от времени сопоставим с найденными значениями n(t). Это позволит получить зависимость концентрации электронов от расстояния Рис. 5(г).

ос 1.3

X-J - * a

600

400-

200-

i——

/

/

05:37 05:38 05:39 05:40 05:41 05:42 Time (UT)

05:37 05:38 05:39 05:40 05:41 05:42 Time (UT)

05:35

05:40 05:45

Time (UT)

Ё 1x10 -

O3

1.3 R/R

Рис. 5. Событие 13 июня 2010 г.: а зависимость положения ударной волны от времени (сплошная линия), полученная с использованием теоретической зависимости r(t) = (г'! — ro)[(i - t0)/(t - i!)]2/Cs + Го, и фронтальной структуры КВМ (штрихпунктирная линия) в направлении параллельно оси X из фиксированного центра окружности в координатах [894; -438] arcsec; б скорость тела КВМ (штрихпунктирная линия) и ударной волны (сплошная линия) вдоль выбранного направления; в радиовсплеск II типа по данным Hiraiso Radio Observatory; г - зависимость концентрации электронов от расстояния R (крестики). Сплошная линия проведена по экспоненциальному закону n{R) = 0.2 х 1014 х ехр(-13Д) + 2.9 х 107.

Третья глава посвящена исследованию характеристик КВМ и связанной с ним ударной волны в трехмерном пространстве. В работе [29] при расчете трехмерных параметров быстрых КВМ не учитывалось, что наблюдаемые в поле зрения коронографов LASCO С2 и СЗ движущиеся области повышенной яркости, которые идентифицируются как КВМ. в действительности состоят из

16

тела КВМ и связанной с ним ударной волны. Мы применили метод, предложенный Xue et al. [29], для расчетов трехмерных параметров отдельно для тела КВМ и для ударной волны. В модели «Ice-cream cone» корональный выброс массы представляется в виде конуса с вершиной в центре Солнца, опирающегося на часть сферической поверхности радиусом, равным длине образующей конуса. Направление движения КВМ определяется положением в пространстве оси модельного конуса, которое описывается двумя углами: во и фо■ Угол 0о.отсчи-тывается по часовой стрелке (в0 = [0°; 180°]) от положительного направления оси, проходящей через центр Солнца и перпендикулярной плоскости эклиптики, а долготный угол фо отсчитывается в плоскости эклиптики от центрального меридиана против часовой стрелки (ф0 = [0°; 180°]). При использовании этой модели мы будем пренебрегать наклоном плоскости эклиптики к плоскости солнечного экватора. Кроме направления движения, этот метод позволяет рассчитать на оси модельного КВМ скорость ее движения Vp, а также угловой размер выброса массы а.

Метод определения трехмерных параметров КВМ, предложенный в работе [29], был применен отдельно для тела КВМ и отдельно для ударной волны. Были отобраны девять событий по данным LASCO/C3 с изображениями, на которых присутствует диффузная область перед фронтом тела КВМ.

Рассчитанные с помощью модели «Ice-cream cone» зависимости положения тела КВМ и ударной волны от времени для всех событий приведены на Рис. 6.

t, min (after flare onset) t, min (after flare onset)

Рис. 6. Панель а график зависимости рассчитанного положения КВМ (крестики) и ударная волна (круги) от времени. Сплошная и штриховая линии - аппроксимация полиномом II степени положений КВМ и ударной волны соответственно; б - график скорости КВМ (сплошная линия) и ударной волны (штриховая линия).

На Рис. 6(a) показано распределение положений тела КВМ (крестики) и ударной волны (круги) в зависимости от времени для всех изученных событий. За начало отсчета взят момент начала вспышки, связанной с соответствующим КВМ. Сплошная и штриховая линии - аппроксимация полиномом II степени положений тела КВМ и ударной волны соответственно. На Рис. 6(6) приведены зависимости скорости КВМ (сплошная линия) и ударной волны (штриховая линия) как производной от аппроксимации положений КВМ и ударной волны полиномом.

Получив рассчитанные трехмерные параметры для всех изученных событий отдельно для тела КВМ и отдельно для ударной волны, мы можем оценить, как меняется разность их положения (ЛЯ) в зависимости от времени (i) и расстояния Rcme■ На Рис. 7(а,б) показаны зависимость изменения AR от расстояния (взято положение фронта тела КВМ Rcme) и времени соответственно. За начало отсчета для всех событий выбран момент начала связанной с КВМ вспышки.

Отметим, что на графике 7(а,б), видно как точки разделились на две условные группы. В первую группу, выделенную кругами, вошли следующие события: 4 мая 2000, 15 января 2005, 17 января 2005, 13 сентября 2005, 7 марта 2011 года. Во вторую группу, соответственно, вошли события: 18 ноября 2003, 6 апреля 2004, 7 ноября 2004 и 30 июля 2005 года. Коэффициент корреляции для первой группы на обоих графиках составил примерно 0.77, для второй группы этот показатель равен 0.93.

Разделение событий на две группы можно связать с разницей в направлениях тела КВМ и ударной волны. Для первой группы характерно небольшое отклонение направления тела КВМ и ударной волны, до ~ 5 градусов по долготе.

Сравнение угловых размеров КВМ и ударной волны показало, что угловой размер ударной волны во всех случаях больше в 1.2-1.9 раза, чем угловой размер тела КВМ (Рис. 7(b)).

£

50 100 150 200 250 t, min (after flare onset)

Рис. 7. Панели а, б - зависимость изменения ДR от расстояния до центра Солнца (в качестве такого расстояния взято положение границы тела КВМ Rome) и от времени соответственно. За начало отсчета для всех событий выбран момент начала связанной с КВМ вспышки. Первая группа точек отмечена кругами. Сплошная линия, проходящая

через круги, - линия регрессии этих точек. Вторая группа - крестики с линией регрессии, показанной черной прямой. Панель в - соотношение угловых размеров КВМ (показано черным цветом) и ударной волны (серый цвет).

В заключении приведены основные результаты работы:

1. Установлены физические и морфологические особенности формирования десяти лимбовых КВМ, связанных с эрупцией протуберанца:

• Формирование КВМ начинается с эрупции протуберанца или горячей эмиссионной петли.

• Эруптивный протуберанец (эмиссионная петля) возмущает вышележащие структуры короны, что в некоторых случаях приводит к возникновению последовательности движущихся вверх с разной скоростью петлеобразных структур. При этом для нескольких событий петлеобразные структуры, возникающие позднее, имеют темп набора скорости выше, чем структуры, которые начинают свое движение раньше.

• Еще одним следствием возмущения эруптивным протуберанцем вышележащих слоев короны является возникновение на определенной высоте прообраза будущей фронтальной структуры. Такая квазифронтальная структура с самого начала своей визуализации вовлекается в движение.

• После достижения внутренними петлями этой квазифронтальной структуры окончательно формируется фронтальная структура КВМ.

• В то же время формирование практически каждого рассмотренного КВМ характеризуется различными особенностями. К таким особенностям относятся форма и вид квазифронтальной структуры, характер проявления воздействия эруптивного протуберанца на вышележащие области короны, начальная высота эруптивного протуберанца, возникновение блобов, движущихся вдоль эруптивного протуберанца, и т.д.

2. Исследование кинематики рассмотренных КВМ показало, что:

• Движение протуберанца с небольшой скоростью начинается за несколько минут до начала вспышки.

• Начальное движение фронтальной структуры КВМ удалось зафиксировать лишь после начала вспышки.

• Временной профиль скорости КВМ (фронтальной структуры КВМ) может быть двух типов. В одном случае скорость быстро достигает максимума, затем достаточно быстро уменьшается до определенного значения и далее меняется слабо. Во втором случае скорость КВМ начинает слабо меняться практически сразу после достижения максимума.

• Временные профили скорости протуберанца и фронтальной структуры КВМ до достижения максимума скорость синхронизованы с нарастанием интенсивности мягкого рентгеновского излучения /^хт? из области связанной с КВМ вспышки. Ускорение КВМ до достижения максимального значения оказывается синхронизованным с нарастанием потока жесткого рентгеновского излучения, а также с нарастанием производной (Изхя/Л-

3. Анализ геометрических характеристик рассмотренных КВМ показал, что:

• Для всех рассмотренных КВМ угловой размер Ьи, растет со временем. Диапазон изменения Ьш составил для отдельных выбросов примерно 0.5 - 6. Характерный масштаб времени изменения углового размера КВМ в полтора раза в среднем составляет ~ 4.5 минуты.

• Показано, что ось движения всех рассмотренных КВМ отклоняется от радиального направления в диапазоне значений от 5.5 до 67 градусов. Сама траектория движения КВМ со временем меняется слабо в поле зрения 8БО/А1А и не превышает 2.5 % от среднего.

• Для всех рассмотренных событий отношение продольного размера тела КВМ к поперечному в начальные моменты меняется слабо. Затем это отношение постепенно уменьшается в среднем на 0.2 за 6 минут. Для 3 событий этот параметр достигает единицы в иоле зрения ЗБО/А1А. Это можно интерпретировать как выход на автомодельный (или самоподобный) режим расширения КВМ, когда форма границы выброса не меняется со временем.

4. Исследована кинематика и природа ударных волн, связанных с КВМ.

• Предложен метод выделения ударных волн, связанных с КВМ в поле зрения инструментов с высоким пространственным разрешением ЗБО/А1А.

• Найдены кинематические характеристики для нескольких ударных волн, связанных с КВМ.

• Для двух событий (13 июня 2010 года и 7 декабря 2012 года) были сопоставлены временные профили положения и скорости границы тела КВМ и ударной волны. Сделан вывод, что временные профили скорости границы тела КВМ и ударной волны существенно различаются.

• Для событий, указанных в пункте 3, временные профили положения и скорости ударной волны были сопоставлены с теоретическими за-

висимостями соответствующих кинематических характеристик, полученных для взрывной ударной волны, движение которой описывается автомодельным приближением. Показано, что существует очень хорошее согласие между временными профилями положений ударной волны, полученных из наблюдений, а также из теории.

• На основании результатов, отмеченных в пунктах 3 и 4, сделан вывод о том, что исследованные ударные волны являются взрывными на начальном этапе их движения.

• Высказано предположение, что механизмом генерации взрывных ударных волн в данном случае является сильное воздействие эруптивного протуберанца, движущегося с большим ускорением, на вышележащие слои короны.

• С использованием найденных положений ударной волны и сведений о радиовсплесках II типа для события 13 июня 2010 года были получены пространственные распределения концентрации электронов в поле зрения инструментов SDO/AIA, а также величины скачка плотности электронов на фронте ударной волны, которые оказались в очень хорошем согласии с аналогичными зависимостями, полученными ранее в работе Gopalswamy et al. (2012) [30].

5. Изучены особенности движения тела КВМ и связанной с ним ударной волны в трехмерном пространстве.

• Предложено находить трехмерные параметры отдельно для границы тела КВМ и отдельно для ударной волны с использованием модели «Ice-cream cone».

• Использованы два способа проверки точности нахождения 3D-параметров границы тела КВМ и ударной волны методом, предложенным в работе Xue et al. (2005) [29].

• Для 9 быстрых выбросов массы типа гало сопоставлены зависимости от времени положений и скорости границы тела КВМ и ударной волны. Сделан вывод, что в среднем скорость тела КВМ уменьшается быстрее, чем связанной с ним ударной волны.

о Исследованы зависимости изменения расстояния между границей тела КВМ и ударной волной от времени и положения границы тела КВМ.

• Показано, что существует две группы КВМ с различными зависимостями. Предложено объяснение существования двух групп зависимостей.

• Расчеты траектории движения и скоростей двух КВМ, которые считались причиной самой мощной геомагнитной бури 23 солнечного цикла, показали, что эти КВМ с большой вероятностью не являются источниками бури 20 ноября 2003 года.

• На основе расчетов ЗБ-параметров КВМ типа гало с помощью модели «Ice-cream cone», были получены радиальные распределения магнитного поля в солнечной короне вдоль направлений, близких к оси Солнце - Земля.

Публикации автора по теме диссертации

1. Вишнева А. В., Файнштейн В. Г., Егоров Я. И. Исследование в трехмерном пространстве геометрических и кинематических характеристик коро-нальных выбросов массы типа гало в зависимости от времени // Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика», ГАО РАН, Санкт-Петербург, Пулково, 24-28 сентября 2012 г. 2012. С. 187-190.

2. Егоров Я. И., Файнштейн В. Г. Исследование корональных выбросов массы с использованием данных с высоким временным разрешением нового космического аппарата PROBA2 // Труды Международной Байкальской молодежной научной школе по фундаментальной физике «Физические процессы в космосе и околоземной среде». Иркутск, 19-24 сентября 2011 г. 2011. С. 60-63.

3. Егоров Я. И., Файнштейн В. Г. Исследование трехмерных геометрических и кинематических характеристик корональных выбросов массы типа гало в зависимости от времени // Сборник тезисов 8-й конференции «Физика плазмы в Солнечной системе» (4-8 февраля 2013 года. Москва, ИКИ РАН). 2013. С. 5-6.

4. Егоров Я. И., Файнштейн В. Г. Формирование и начальная стадия движения корональных выбросов массы // Труды Международной Байкальской молодежной научной школе по фундаментальной физике «Взаимодействие полей и излучения с веществом». Иркутск, 9-14 сентября 2013 г. 2013. С. 66-69.

5. Егоров Я. И., Файнштейн В. Г. Наблюдения формирования КВМ, связанных с эрупцией протуберанцев в активных областях, и природа сопровождающих такие выбросы ударных волн // Труды Всероссийской конферен-

ции по солнечно-земной физике, посвященной 100-летию со дня рождения члена-корреспондента РАН В.Е. Степанова. 2013. С. 55-59.

6. Файнштейн В. Г., Егоров Я. И. Исследование корональных выбросов массы нового солнечного цикла с использованием данных космического аппарата PROBA2 / / Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца «Солнечная и солнечно-земная физика», ГАО РАН, Санкт-Петербург, Пулково, 2-8 октября 2011 г. 2011. С. 391-394.

7. Файнштейн В. Г., Егоров Я. И. Исследование корональных выбросов массы с использованием данных с высоким временным разрешением нового космического аппарата PROBA2 // Избранные проблемы астрономии: материалы III Всерос. астроном, конф. «Небо и Земля». 2011. С. 206-212.

8. Файнштейн В. Г., Егоров Я. И., Сотникова Р. Т. Формирование и начальная стадия движения КВМ, связанных с эрупцией протуберанцев, и природа сопровождающих их ударных волн // Известия КрАО. 2014. Т. 109. (В печати).

9. Файнштейн В. Г., Егоров Я. И., Пичуев В. А. Радиальные распределения величины магнитного поля в солнечной короне, полученные с использованием сведений о быстрых гало-КВМ // Известия КрАО. 2014. Т. 109. (В печати).

10. Egorov Y. I., Fainshtein V. G. Study of CME properties using high resolution data // Central European Astrophysical Bulletin. 2013. V. 37. P. 619-630.

11. Grechnev V. V., Uralov A. M., Chertok I. M., Slemzin V. A., Filippov B. P., Egorov Y. I., Fainshtein V. G., Afanasyev A. N., Prestage N. P., Temmer M. A Challenging solar eruptive event of 18 November 2003 and the causes of the 20 November geomagnetic superstorm. II. CMEs, shock waves, and drifting radio bursts // Solar Phys. 2014. Vol. 289. P. 1279-1312.

12. Fainshtein V. G., Egorov Y. I. Investigation of CME properties using the data of SDO and PROBA2 spacecraft // Cosmic Research. 2013. Vol. 51. P. 1-12.

13. Fainshtein V. G., Egorov Ya, I. Initiation of CMEs associated with filament eruption, and the nature of CME related shocks /'/ Advances in Space Research. 2014. (In print) doi:10.1016/j.asr.2014.05.019.

Цитируемая литература

1. Webb D. F., Howard T. A. Coronal Mass Ejections: Observations // Living Reviews in Solar Physics. 2012. Vol. 9. P. 3.

2. Chen P. F. Coronal Mass Ejections: Models and Their Observational Basis // Living Reviews in Solar Physics. 2011. Vol. 8. P. 1.

3. Gopalswamy N. The CME link to geomagnetic storms // IAU Symposium / Ed. by A. G. Kosovichev, A. H. Andrei, J.-P. Rozelot. Vol. 264. 2010. P. 326-335.

4. Zhang J., Richardson I. G., Webb D. F. et al. Solar and interplanetary sources of major geomagnetic storms (Dst = -100 nT) during 1996-2005 // Journal of Geophysical Research (Space Physics). 2007. Vol. 112, N All. P. 10102.

5. Forbes T. G., Linker J. A., Chen J. et al. CME Theory and Models // Space Science Reviews. 2006. Vol. 123. P. 251-302.

6. Kumar P., Cho K.-S., Bong S.-C. et al. Initiation of Coronal Mass Ejection and Associated Flare Caused by Helical Kink Instability Observed by SDO/AIA // The Astrophysical Journal. 2012. Vol. 746. P. 67.

7. Fainshtein V. G., Egorov Y. I. Investigation of CME properties using the data of SDO and PROBA2 spacecraft // Cosmic Research. 2013. Vol. 51. P. 1-12.

8. Patsourakos S., Vourlidas A., Stenborg G. Direct Evidence for a Fast Coronal Mass Ejection Driven by the Prior Formation and Subsequent Destabilization of a Magnetic Flux Rope // The Astrophysical Journal. 2013. Vol. 764. P. 125.

9. Fainshtein V. G., Zagaynova Y. S. The beginning of halo coronal mass ejection // ArXiv e-prints. 2012. URL: http://adsabs.harvard.edu/abs/2012arXivl208.5890F.

10. Xie H., Gopalswamy N., Ofman L. et al. Improved input to the empirical coronal mass ejection (CME) driven shock arrival model from CME cone models // Space Weather. 2006. Vol. 4. P. 10002.

11. Michalek G., Gopalswamy N., Lara A. et al. Properties and geoeffectiveness of halo coronal mass ejections // Space Weather. 2006. Vol. 4, N 10. URL: http://dx.doi.org/10.1029/2005SW000218.

12. Howard T. A., Nandy D., Koepke A. C. Kincmatic properties of solar coronal mass ejections: Correction for projection effects in spacecraft coronagraph measurements // Journal of Geophysical Research: Space Physics. 2008. Vol. 113,

N Al. URL: http://dx.doi.org/10.1029/2007JA012500.

25

13. Vainio R., Khan J. I. Solar Energetic Particle Acceleration in Refracting Coronal Shock Waves // The Astrophysical Journal. 2004. Vol. COO. P. 451-457.

14. Fainshtein V. G., Egorov Y. I. Investigation of CME properties using the data of SDO and PROBA2 spacecraft // Cosmic Research. 2013. Vol. 51. P. 1-12.

15. Zhang J., Dere K. P., Howard R. A. et al. On the Temporal Relationship between Coronal Mass Ejections and Flares // The Astrophysical Journal. 2001. Vol. 559. P. 452-462.

16. Gallagher P. T., Lawrence G. R., Dennis B. R. Rapid Acceleration of a Coronal Mass Ejection in the Low Corona and Implications for Propagation // The Astrophysical Journal Letters. 2003. Vol. 588. P. L53-L56.

17. Zhang J., Dere K. A Statistical Study of Main and Residual Accelerations of Coronal Mass Ejections // The Astrophysical Journal. 2006. Vol. 649. P. 1100-1109.

18. Temmer M., Veronig A. M., Vrsnak B. et al. Acceleration in Fast Halo CMEs and Synchronized Flare HXR Bursts // The Astrophysical Journal Letters. 2008. Vol. 673. P. L95-L98.

19. Temmer M., Veronig A. M., Kontar E. P. et al. Combined STEREO/RHESSI Study of Coronal Mass Ejection Acceleration and Particle Acceleration in Solar Flares // The Astrophysical Journal. 2010. Vol. 712. P. 1410-1420.

20. Maricic D., Vrsnak B., Rosa D. Relative Kinematics of the Leading Edge and the Prominence in Coronal Mass Ejections // Solar Physics. 2009. Vol. 260. P. 177-189.

21. Patsourakos S., Vourlidas A., Stenborg G. The Genesis of an Impulsive Coronal Mass Ejection Observed at Ultra-high Cadence by AIA on SDO // The Astrophysical Journal Letters. 2010. Vol. 724. P. L188-L193.

22. Bein B. M., Berkebile-Stoiser S., Veronig A. M. et al. Impulsive Acceleration of Coronal Mass Ejections. I. Statistics and Coronal Mass Ejection Source Region Characteristics // The Astrophysical Journal. 2011. Vol. 738. P. 191.

23. Eselevich V., Eselevich M. Disturbed Zone and Piston Shock Ahead of Coronal Mass Ejection // The Astrophysical Journal. 2012. Vol. 761. P. 68.

24. Fainshtein V., Egorov Y. Initiation of CMEs associated with filament eruption, and the nature of CME related shocks // Advances in Space Research. 2014. (In print).

2G

25. Eselevich V. G., Eselevich M. V., Zimovets I. V. Blast-wave and piston shocks connected with the formation and propagation of a coronal mass ejection // Astronomy Reports. 2013. Vol. 57. P. 142-151.

26. Grechnev V. V., Uralov A. M., Chertok I. M. et al. Coronal Shock Waves, EUV Waves, and Their Relation to CMEs. I. Reconciliation of "EIT Waves", Type II Radio Bursts, and Leading Edges of CMEs // Solar Physics. 2011. Vol. 273. P. 433-460.

27. Smerd S. F., Sheridan K. V., Stewart R. T. On Split-Band Structure in Type II Radio Bursts from the Sun (presented by S.F. Smerd) // Coronal Disturbances / Ed. by G. A. Newkirk. Vol. 57. 1974. P. 389.

28. Vrsnak B., Magdalenic J., Zlobec P. Band-splitting of coronal and interplanetary type II bursts. III. Physical conditions in the upper corona and interplanetary space // Astronomy and Astrophysics. 2004. Vol. 413. P. 753-763.

29. Xue X. H., Wang C. B., Dou X. K. An ice-cream cone model for coronal mass ejections // Journal of Geophysical Research (Space Physics). 2005. Vol. 110. P. 8103.

30. Gopalswamy N., Nitta N„ Akiyama S. et al. Coronal Magnetic Field Measurement from EUV Images Made by the Solar Dynamics Observatory // The Astrophysical Journal. 2012. Vol. 744. P. 72.

Отпечатано в издательском отделе

ИСЗФ СО РАН Заказ № 158 от 8 октября 2014 г. Объем 27 с. Тираж 150 экз