Исследование источников солнечного микроволнового излучения с малыми яркостными температурами тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. Программное обеспечение для исследования источников микроволнового излучения с малыми яркостными температурами на Солнце.

1.1. Краткие характеристики телескопов и их данных, использованных в исследованиях.

1.2. Программное обеспечение для построения карт Солнца по данным многочастотного приемного устройства.

1.3. Программное обеспечение для определения параметров активных объектов на Солнце по двумерным изображениям.

1.4. Программное обеспечение для работы с одномерными изображениями Солнца по данным МЧПУ.

ГЛАВА 2. Особенности микроволнового .излучения корональных дыр.

2.1. Свойства корональных дыр. .•:.'.'.;.'.

2.2. Особенности микроволнового излучения корональных дыр на длине волны 5.2 см.

2.3. Соотношение яркостных температур в корональной дыре на длинах волн

5.2 и 1.76 см.

Радиоизлучение Солнца изучалось многими исследователями в различных диапазонах длин волн с момента зарождения радиоастрономии. Основное внимание уделялось исследованиям структуры и динамики активных областей, всплесков микроволнового излучения, связанных с солнечными вспышками. С появлением радиотелескопов с высоким пространственным и временным разрешением, и высокой чувствительностью, стало возможным проводить исследования низкоконтрастных образований. Данные микроволнового излучения позволили определить характеристики плазмы в таких образованиях, как ко-рональные дыры, волокна (протуберанцы), корональные яркие точки, грануляционные и супергрануляционные структуры, и полнее понять природу и физические процессы, происходящие в них.

Одной из важнейших нерешенных задач физики Солнца является проблема нагрева солнечной короны. Предложено несколько механизмов, каждый из которых опирается на определенного рода наблюдательные данные. Однако трудности, связанные с получением, обработкой и интерпретацией этих данных, не позволяют сделать надежных выводов. Это происходит по нескольким причинам: затруднения в выделении вклада отдельных механизмов возникают тогда, когда несколько механизмов нагрева действуют одновременно, что может сильно усложнить их идентификацию и оценку вклада в нагрев короны; кроме того, механизмы нагрева короны Солнца могут действовать в областях с субтелескопическими размерами или же излучение испытывает очень быстрые изменения. Однако эти затруднения могут быть решены для относительно больших и «спокойных» объектов в солнечной короне, где, по-видимому, можно указать основной механизм нагрева в области наблюдаемого объекта.

Микроволновое излучение солнечной атмосферы на разных длинах волн является неоценимым источником новой информации о высотном строений «спокойных» объектов на Солнце и протекающих в них физических процессах.

Корональные дыры — крупномасштабные, холодные области с низкими плотностями, которые могут располагаться как в низких широтах на Солнце, так и на его полюсах. Магнитное поле в них преимущественно униполярное с открытыми силовыми линиями и простой конфигурацией, что предоставляет 5 нам уникальную возможность изучать физические процессы, происходящие в хромосфере, переходной области и короне.

В частности, наблюдения корональных дыр в микроволновом излучении на различных длинах волн показывают: на различных высотах они могут быть как яркими, так и темными образованиями по сравнению со спокойным Солнцем. Такое поведение может быть обусловлено различиями по электронной концентрации, температуре и величине магнитного поля в разных дырах.

Корональные дыры являются источниками высокоскоростного солнечного ветра, который при условии длительного существования дыры повторяется рекуррентно. Существование таких высокоскоростных потоков входит в противоречие с низкими, по сравнению со спокойным Солнцем, температурами в корональных дырах. Так как энергетика этих потоков не может быть объяснена только механизмом переноса тепла, были предложены дополнительные механизмы ускорения солнечного ветра, например, альфвеновские волны или магнитогидродинамические волны. Но до сих пор не существует надежных доказательств в пользу того или иного механизма.

Корональные яркие точки в силу своей многочисленности часто рассматриваются в качестве одного из основных источников нагрева короны. Хотя, существуют различные мнения о значимости их вклада в нагрев короны, нельзя отрицать, что факт существования ярких точек в большом количестве даже тогда, когда нет никаких других явных проявлений солнечной активности, может помочь нам выяснить роль мелкомасштабных структур и магнитных полей в энергетическом балансе солнечной атмосферы.

Открытые в рентгеновском излучении яркие точки впоследствии были обнаружены в других диапазонах длин волн — ультрафиолетовом и микроволновом излучениях, линии Не 10830 А. Таким образом, было показано, что они обладают высотной протяженностью, что и отразилось в общепринятом в настоящее время названии «корональные яркие точки» для этих объектов. В то же время, наблюдения ярких точек в микроволновом излучении проводятся крайне редко — эпизодические наблюдения на радиотелескопе VLA и наблюдения ярких точек на радиогелиографе Nobeyama. Наблюдения на Сибирском солнечном телескопе позволяют не только восполнить этот пробел, но и с использованием одновременных наблюдений на других инструментах полнее по6 нять природу этих объектов, что, возможно, приведет к более реальной оценке их роли в процессах, происходящих на Солнце.

Выбросы корональной массы являются одним из основных солнечных факторов, определяющих космическую погоду на Земле и в околоземном космическом пространстве. Долгое время, до начала работы внеатмосферных инструментов, наблюдения выбросов корональной массы на солнечном диске были возможны лишь в микроволновом излучении.

Уже первые наблюдения в двумерном корреляционном режиме ССРТ показали, что на картах микроволнового излучения Солнца на длине волны 5.2 см имеются особенности, яркостные температуры которых существенно меньше яркостной температуры активных областей и лишь ненамного отличаются от температуры спокойного Солнца. Вскоре после начала получения данных в этом режиме наблюдений были созданы аппаратные и программные средства для получения изображений Солнца, пригодных для дальнейшей обработки, получены первые результаты исследований слабых источников радиоизлучения Солнца на ССРТ — корональных дыр, ярких корональных точек и спокойных протуберанцев.

Таким образом, актуальность исследования ярких корональных точек, корональных дыр, волокон, проявляющихся в микроволновом излучении как области с низкими яркостными температурами, обусловлена целым рядом причин. Высокоскоростные потоки плазмы из корональных дыр и связанные с эруптивными волокнами выбросы корональной массы играют очень важную роль в возникновении мощных геомагнитных бурь. Процессы нагрева и переноса тепла в ярких корональных точках и корональных дырах связаны с актуальной проблемой физики Солнца — нагревом солнечной короны. Наконец, данные микроволнового излучения важны и для выяснения физической природы этих образований.

При обосновании необходимости создания ССРТ предполагалось, что основной целью его деятельности будет исследование пространственно-временных характеристик поведения активных областей на Солнце в излучении общей интенсивности (параметр Стокса I) и круговой поляризации (параметр Стокса V). В этом направлении был выполнен ряд работ, в которых исследовались зарождение активных областей на Солнце [139], поведение активных областей на Солнце от их восхода из-за диска Солнца до захода 7 диск Солнца [29, 30], секундные колебания активных областей [17], "ступенчатое" изменение потока радиозлучения в активных областях [180, 185]. Исследован новый тип радиоисточников, так называемые пекулярные источники радиоизлучениях [48, 165]. Был улучшен критерий Танака-Еноме, с помощью которого производится прогноз крупных вспышек в активных областях [130]. В дальнейшем в связи с развитием техники наблюдений стало возможным наблюдать на ССРТ миллисекундные всплески (спайки) радиоизлучения Солнца [56], было осуществлено построение двумерных карт радиоизлучения Солнца по наблюдениям в режиме одномерной моды [54], и т.д. Однако, все эти исследования касались только мощных источников микроволнового излучения на Солнце, ряд интереснейших для изучения физики солнечной атмосферы объектов просто не наблюдался в одномерном режиме.

Уже первые наблюдения в двумерном корреляционном режиме ССРТ показали, что на картах микроволнового излучения Солнца на длине волны 5.2 см имеются особенности, яркостные температуры которых существенно меньше яркостной температуры активных областей и лишь ненамного отличаются от температуры спокойного Солнца. Вскоре после начала получения данных в этом режиме наблюдений радиоизлучения Солнца были созданы аппаратные и программные средства для получения изображений Солнца, пригодных для дальнейшей обработки [4, 43], и были получены первые результаты наблюдений слабых источников радиоизлучение Солнца на ССРТ — корональных дыр, ярких корональных точек и спокойных протуберанцев [21, 22].

Итак, цель работы заключалась в изучении источников микроволнового излучения с низкими яркостными температурами, их связи с известными проявлениями солнечной активности и выяснении их роли в физических процессах, происходящих на Солнце.

Конкретные задачи, ведущие к выполнению поставленной цели, заключались в:

Разработке программного обеспечения, позволяющего получать двумерные изображения Солнца на ССРТ и обрабатывать и одномерные «сканы» Солнца.

Изучении особенностей микроволнового излучения корональных дыр в различных диапазонах волн электромагнитного спектра. 8

Исследовании радиоизлучения корональных ярких точек по данным ССРТ, радиогелиографа Nobeyama и спутника YOHKOH.

Обнаружении и исследовании источников радиоизлучения, связанных с эруптивными событиями на Солнце.

Структура и объем диссертации:

Диссертация состоит из 4-х глав, введения и заключения. Объем диссертационной работы составляет 151 страницу, в тексте содержится 47 рисунков и 6 таблиц. Список литературы содержит 185 названий.

Содержание диссертации:

Во введении, сформулированы актуальность проблемы и задачи исследований, основные результаты, кратко изложено содержание работы

В главе 1 рассматриваются методические подходы и программное обеспечение, которое было разработано для решения поставленных задач и использовалось при Проведении исследований, изложенных в последующих главах.

• Результаты исследования корональных ярких точек, их характеристик, вывод о тепловом механизме микроволнового излучения.

• Обнаружение и исследование быстроперемещающихся источников радиоизлучения в солнечной короне.

• Программные пакеты для обработки и исследования одномерных и двумерных изображений Солнца.

22

ГЛАВА 1. Программное обеспечение для исследования источников микроволнового излучения с малыми яркостными температурами на Солнце.

1.1. Краткие характеристики телескопов и их данных, использованных в исследованиях.

Программное обеспечение, используемое для обработки данных и определения параметров, активных образований на Солнце, вообще говоря, универсально, если используются одинаковые форматы данных. Но, несмотря на это, многие исследователи предпочитают использовать собственные пакеты программ при работе с данными, получаемыми на различных инструментах. Причина этого та, что различные задачи проводимых исследований и время их решения диктуют требования к инструментам вообще и программным средствам в частности. Так, например, использованные в работе [54] синтезированные по одномерным данным ССРТ карты Солнца были непригодны для наших исследований, поскольку не обеспечивали достаточной чувствительности. Другой пример — одномерные данные, описанные в работах [57, 59] несмотря на отличное временное разрешение, не позволяют определить координаты исследуемого объекта. Поэтому, необходимо сформулировать требования к используемым инструментам и наблюдательным данным.

Во-первых, данные должны быть доступны. В настоящее время доступными можно считать данные, которые выставлены в свободном доступе в Internet.

Во-вторых, для совместных исследований объектов на Солнце телескопы должны иметь пересекающееся время наблюдений, а время между соседними зарегистрированными изображениями Солнца должно быть как можно меньше. Этому условию отвечают инструменты, либо находящиеся на близких долготах, либо орбитальные телескопы.

В-третьих, инструменты должны иметь достаточную чувствительность для изучения исследуемого объекта на Солнце, а также обладать достаточным пространственным и временным разрешением.

23

И в-четвертых, данные, получаемые с телескопов, как наземных, так и орбитальных, должны иметь прозрачный, хорошо понятный универсальный формат, поскольку при отсутствии такового для понимания структуры данных требуется отдельное исследование, занимающее довольно много времени.

Всем этим требованиям для наших целей удовлетворяют инструменты и данные, получаемые на них, кратко описанные в настоящем разделе.

Сибирский солнечный радиотелескоп (ССРТ, рисунок 1.1) был задуман как специализированный инструмент для исследования Солнца, притом расположенный на такой долготе, на которой нет крупных радиотелескопов. Он должен был заполнить пробел в интервале наблюдений, который возникал из-за отсутствия крупных инструментов, работающих в сантиметровом диапазоне длин волн между японскими островами и Европой [11, 44]. Крупные радиотелескопы с высоким пространственным разрешением, которые участвуют в наблюдении Солнца в настоящее время, опоясывают земной шар в следующей последовательности: Нобеямский радиогелиограф (Япония), ССРТ и РА-ТАН-600 (Россия), БПР (Россия), VLA(CIIIA, шт. Нью-Мехико), OVRO (США, шт. Калифорния).

Ниже следует писание инструментов, наземных и орбитальных, данные которых использовались в исследовании.

ССРТ расположен в урочище Бадары на территории Радиоастрофизической обсерватории и представляет собой взаимно-перпендикулярные линейные интерферометры, расположенные в направлениях E-W и N-S со 128 антеннами в каждом направлении. Диаметры антенн 2.5 м, расстояние между соседними антеннами 4.9 м. Общая длина каждого из E-W и N-S интерферометров равна 622.3 м. Основные параметры ССРТ изложены в таблице 1.1.

Наблюдения радиоизлучения Солнца с помощью ССРТ начаты с 1981 с вводом в действие первой группы из 16 антенн. В дальнейшем параллельно с наблюдениями Солнца, постепенно наращивая число отлаженных групп антенн, к 1987 году наблюдения стали проводить на всех 128 антеннах интерферометра Е—W. В режиме мониторинга солнечной активности регистрируются параметры Стокса I и V радиоизлучения Солнца многочастотным приемным устройством (МЧПУ), которое состоит из 180 частотных каналов в общей по

24 лосе частот 112 МГц. Каждый канал имеет полосу пропускания —500 кГц, с разнесением центральных частот в соседних каналах с шагом около 622 кГц. Таблица 1.1 Основные параметры ССРТ.

Центральная частота 5730 МГц (5.23 см)

Полоса принимаемых частот 120 МГц

Число антенн в каждой линии 128

Расстояние между ближайшими антеннами 4.9 м

Максимальная база 622.3 м

Диаметр антенн 2.5 м

Максимальное разрешение в одномерном режиме (аддитивном) -15" в двухмерном--21"

Чувствительность в одномерном режиме — 0.01 с.е.п. (с усреднением в полосе 112 МГц) в двухмерном — 0.1 с.е.п. (с накоплением 0.5 часа)

Временное разрешение в одномерном режиме — до 14 мсек в двухмерном — до 1,5 мин

Время наблюдений летом ~ 11H23UT-10UT) зимой ~ 6»> (2UT-8UT)

Местоположение широта —5 Г45'27" долгота--6h48m53s высо та — 832 м

Рисунок 1.1. Сибирский солнечный радиотелескоп.

С 1992 г. параллельно с многочастотным приемным устройством (имеющим 180 каналов) ведутся наблюдения на акустооптическом приемнике

25

АОП). Полоса 48-канального акустооптического спектроанализатора составляет 28 МГц, что позволяет снимать отсчеты с 500 выходных каналов АОП с постоянной времени 14 мс. Машинная обработка сигналов с выходов акустооптического приемника ССРТ позволяет построить скан Солнца для любых направлений приема (другими словами, практически для любого момента времени), кроме моментов, когда Солнце находится вблизи от нормали к базе интерферометров. АОП используется для исследования быстрых процессов на Солнце [59].

В 1993 году на ССРТ были начаты наблюдения с помощью системы регистрации быстрых процессов (FDAS), разработанной совместно с Институтом прикладной физики при университете в Берне (Швейцария). Эта система обеспечивает регистрацию 180 аналоговых сигналов от МЧПУ ССРТ с временным разрешением 14 мсек.

С осени 1995 г. на приемнике АОП, а с весны 1996 г. и на многочастотном приемном устройстве (МЧПУ) используется двумерный режим работы инструмента, благодаря чему регистрируется радиоизображение Солнца с угловым разрешением до 21м. Архив данных обоих приемников содержит первичные данные, получаемые с их помощью и изображения Солнца с различным накоплением в формате FITS (Flexible Image Transport System), который, как следует из названия, позволяет создавать универсальные программные средства для работы с этими изображениями. Гибкость формата обеспечивается тем, что наряду с матрицей изображения в данный формат входит заголовок, в котором указываются сведения о размерности данных, количестве бит на один пиксель изображения, условия наблюдений и сведения об инструменте, на котором было получено данное изображение. Отметим, что данный формат применяется не только в солнечной астрономии, в последнее время он становится стандартом для наблюдательной астрономии вообще. Для данных АОП и МЧПУ может быть проведена процедура чистки (CLEAN) или же восстановления, что позволяет избежать влияния боковых лепестков источников с высокими яркостными температурами.

Поскольку вплоть до недавнего времени МЧПУ обеспечивало большую чувствительность по сравнению с АОП, для целей наших исследований были

26 использованы данные именно этого приемного устройства, что потребовало создания программного обеспечения, описанного в разделе 1.2.

Радиогелиограф Nobeyama (The Nobeyama Radioheliograph — NRH, NoRH, рис. 1.2) — интерферометр параллельного апертурного синтеза Т-образной формы [81, 161]. С 1 июля 1992 г. работал в одночастотном режиме (17 ГГц), с октября 1995 г. работает в двухчастотном режиме (17 ГГц и 35 ГГц).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ. Основные результаты диссертации.

1. Разработано программное обеспечение, позволяющее получать двумерные изображения Солнца на многочастотном приемном устройстве ССРТ. Возможности программ позволяют по первичным данным с МЧПУ создавать карты с заданным временем накопления, отбраковывать дефектные записи прохождений Солнца через вертикально ориентированный веер частотных лучей диаграммы направленности.

2. Создан пакет программ, с помощью которого возможно определять параметры источников микроволнового излучения на двумерных картах Солнца. Возможности пакета позволяют с необходимой для целей исследования точностью калибровать и центровать изображение, измерять размеры, яр-костные температуры источников, сопоставлять всю карту или ее участки с данными, полученными на других инструментах.

3. Для исследования одномерных распределений радиояркости (сканов) на Солнце, получаемых на ССРТ, разработано программное обеспечение для определения основных параметров источников радиоизлучения. Программный пакет обладает возможностями, позволяющими изучать не только источники микроволнового излучения с низкими яркостными температурами, но и радиоизлучение вспышек.

4. Изучено микроволновое излучение корональных дыр на длине волны 5.2 см. Корональные дыры на этой длине волны выглядят как темные относительно спокойного Солнца образования, границы которых хорошо коррелируют на некоторых участках с границами корональных дыр, видимых в ультрафиолетовом излучении.

5. Построена двухкомпонентная модель солнечной атмосферы внутри корональной дыры. Наличие особенностей яркостных температур объяснено за счет изменчивости электронной концентрации и температуры.

6. Проведено сравнение профилей яркостных температур в корональной дыре на основе одновременных наблюдений на длинах волн 5.2 и 1.76 см. В результате сравнения показано, что существует прямо пропорциональную зависимость с отрицательным коэффициентом пропорциональности между яркостными температурами на длинах волн 5.2 и 1.76 см.

134

7. Сделан вывод о возможности волнового нагрева короны на участках корональной дыры с яркостными температурами более, чем на 2000 К ниже температуры спокойного Солнца на волне 5.2 см, а наиболее вероятным кандидатом для нагрева являются альфвеновские волны, идущие из-под фотосферы.

8. Исследовано микроволновое излучение корональных ярких точек по данным одновременных наблюдений на ССРТ и NoRH. Показано, что параметры микроволнового излучения ярких точек на обеих длинах волн, в целом, совпадают с подобными параметрами, полученными из наблюдений на других длинах волн радиоизлучения и рентгеновского излучения. Выяснено отсутствие полного совпадения ярких корональных точек, наблюдаемых в разных диапазонах длин волн.

9. На основе сопоставления яркостных температур корональных ярких точек на длинах волн 1.76 и 5.2 см сделан вывод, что наиболее вероятным механизмом излучения ярких корональных точек является тепловое тормозное излучение оптически тонкой плазмы.

10. Обнаружены и изучены два быстроперемещающихся источника микроволнового излучения на Солнце. Определены траектории движения, параметры радиоизлучения этих объектов. При сопоставлении данных о положении одного из них относительно диска Солнца с данными радиогелиографа Nobeyama установлено, что в данном случае наблюдалось излучение эруптивного протуберанца. Для другого источника сделано предположение, что он представляет собой плазмоид, имеющий форму тора.

И. Изучено микроволновое излучение Солнца во время затмения 9 марта 1997 года. Найден радиорадиус Солнца на длине волны 5.2 см, который составил 1.065 оптического радиуса Солнца. При изучении данных о радиоизлучении в момент максимальной фазы затмения определена протяженность диффузного излучения короны, составившая ~600000 км.

Автор хочет выразить благодарность всему коллективу Радиоастрофизического отдела ИСЗФ СО РАН за помощь и понимание, которые он чувствовал в течении всего времени, понадобившегося для написания этой работы.

135

Особую благодарность автор хотел бы выразить своим учителям — Б.И. Jly-бышеву и В.П. Максимову. Также хотелось бы поблагодарить наблюдателей ССРТ, благодаря которым появились уникальные данные, использованные во всех его исследованиях.

136

1. Агалаков Б.В. Дисс. на соискание уч. степени к.ф.-м.н. Иркутск, 2000 г.

2. Аллен К.У. Астрофизические величины. М.: Мир, 1977.

3. Алтынцев А.Т., Гречнев В.В., Есепкина Н.А. и др. / Наблюдения всплесков микроволнового излучения Солнца на Сибирском солнечном радиотелескопе с 50-миллисекундным разрешением. // Препринт ИСЗФ СО РАН 11-92. Иркутск, 1992, 12 с.

4. Боровик В.Н., Курбанов М.С. Исследование корональных дыр на Солнце по наблюдениям на РАТАН-600. // Сообщ. Спец. астрофиз. обсерв., 1991, 68, с. 76-93.

5. Боровик В.Н., Курбанов М.С., Лившиц М.А., Рябов Б.И. Корональные дыры на фоне спокойного Солнца — анализ наблюдений РАТАН-600 в дипазоне 2-32 см. // Астрон. Журн., 1990, 67, с. 1038.

6. Боровик В.Н., Лившиц М.А. Изменение радиорадиуса Солнца при прохождении корональной дыры через лимб. // Астрон. Журнал, 1982, 59, с. 355

7. Боровик В.Н., Медарь В.Г., Коржавин А.Н. Первые измерения магнитного поля в корональной дыре по радионаблюдениям Солнца на РАТАН-600. // Труды конференции «Достижения и перспективы солнечной радиоастрономии», Петродворец, 1998 , с. 26-29.

8. Боровик В.Н., Медарь В.Г., Коржавин А.Н. Первые измерения магнитного поля в корональной дыре по радионаблюдениям Солнца на РАТАН-600. // Письма в АЖ, 1999, т. 25, 4, с. 299-307.

9. Гельфрейх Г.Б., Корольков Д.В., Смольков Г.Я., Тресков Т.А. Результаты наблюдений и исследований в период МГСС. // Сибирь и Дальний Восток. М.: Наука, 1967, вып. 4, с. 168-179.

10. Гельфрейх Г.Б., Корольков Д.В., Смольков Г.Я., Тресков Т.А. К вопросу о создании радиогелиографа с высокой разрешающей способностью. // Резуль137таты наблюдений и исследований в период МГСС. Сибирь и Дальний восток. М.: Наука, 1967,4, с. 179.

11. Гельфрейх Г.Б., Нефедьев В.П., Тресков Т.А. Влияние координат источника на диаграмму направленности крестообразного интерферометра. В кн.: Результаты наблюдений и исследований в период МГС. Сибирь и Дальний Восток. М.: Наука, 1967, вып. 4, с. 162 167.

12. Гречнев В.В. Дисс. на соискание уч. степени д.ф.-м.н. Иркутск, 2000 г.

13. Гречнев В.В., Тресков Т.А. Зависимость отклика интерферометра ССРТ от условий наблюдения и параметров приемной системы. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, Новосибирск: ВО "Наука", 1994, вып. 102, с. 219-232.

14. Железняков В.В. Радиоизлучение Солнца и планет. М.: Наука, 1964, 560 с.

15. Загребин Д. Введение в астрометрию. М.: "Наука", 1966.

16. Занданов В.Г., Тресков Т.А., Уралов A.M. Секундные пульсации микроволнового излучения активных областей. // Исследования по геомагнетизму ионосфере и физике Солнца. 1983, вып. 68, с. 21.

17. Качев Л.Е., Качева Л.Н., Просовецкий Д.В. Методы регистрации и обработки радиоспектров. // Труды конференции «Структура и динамика солнечной короны», Троицк, 4-8 октября 1999 г. с 265-269.

18. Козлова J1.M., Сомов Б.В. Исследование корональных дыр по наблюдениям в ИК-линиях Не1 и водородной линии На. // АЖ, 2000, т. 77, № 6, с. 460-466.

19. КраусДж.Д. Радиоастрономия. М.: "Сов. Радио", 1973.

20. Криссинель Б.Б., Кузнецова С.М., Максимов В.П., Просовецкий Д.В., Степанов А.П., Шишко Л.Ф. Наблюдения корональных дыр на волне 5.2 см. // Изв. Академии наук, сер. физ., 2000, т. 64, № 9, с. 1862-1867.

21. Криссинель Б.Б., Кузнецова С.М., Максимов В.П., Просовецкий Д.В., Степанов А.П., Шишко А.Ф. Наблюдения спокойных протуберанцев и корональных дыр на волне 5.2 см. // Тезисы докладов XXVII радиоастрономической конференции.— Санкт-Петербург, 1997, II-4.

22. Кузьмин А.Д., Соломонович А.Е. Радиоастрономические методы измерений параметров антенн. М.: Советское радио, 1964 г.

23. Куликов К.А. Курс сферической астрономии. М.: Наука, 1969.

24. Курбанов М.Ш., Рябов Б.И., Шкерсе Д. Исследования Солнца и красных звезд. 1990, 33, с. 34.

25. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М. Электродинамика сплошных сред.- 3-е изд-ие. М.: Наука, гл. ред. физ.-мат. лит.,1992.

26. Лубышев Б.И. , Тресков Т.А. ССРТ: Основные формулы для обработки данных наблюдений Солнца. Институт солнечно-земной физики СО РАН, препринт 4-96,1996.

27. Лубышев Б.И., Агалаков Б.В., Насонова О.Н., Смольков Г.Я. Распределение микроволнового излучения в атмосфере активных областей. // Исследования по геомагнетизму ионосфере и физике Солнца. 1991, вып.95, 166.

28. Максимов В.П., Просовецкий Д.В., Криссинель Б.Б. Наблюдения ярких корональных точек на длинах волн 5,2 и 1,76 см. // Письма в АЖ, 2001, 27, с. 181-185.

29. Обридко В.Н. Солнечные пятна и комплексы активности. М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1985, 256 с.

30. Обухов А.Г., Рисовер JI.M. Оптимальная дискретизация и интерполяция двумерных радиоизображений. // Изв. ВУЗов "Радиофизика", 1976, т. 19, № 11, с. 1711-1715.

31. Подгорный А.И., Подгорный И.М. Яркие рентгеновские точки на Солнце. // АЖ, 2000, т. 77, 6, с. 467-473.

32. Просовецкий Д.В., Криссинель Б.Б., Кузнецова С.М. Результаты наблюдений корональных ярких точек на волне 5.2 см. // Тезисы докладов XXVII радиоастрономической конференции.— Санкт-Петербург, 1997,11-14.

33. Просовецкий Д.В., Лубышев Б.И., Смольков Г.Я., Тресков Т.А., Криссинель Б.Б., Миллер В.Г. Быстродвижущиеся источники микроволнового излучения в солнечной атмосфере. // Изв. ВУЗов Радиофизика, Том XXXIX, № 11-12, с. 1466-1477.

34. Смольков Г.Я. и др. 1990. Сибирский солнечный радиотелескоп//Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца.: Наука, 91, с. 146-180.

35. Смольков Г.Я., Тресков Т.А., Криссинель Б.Б., Потапов Н.Н. Основные проектные параметры Сибирского солнечного радиотелескопа. // Исследования по геомагнетизму ионосфере и физике Солнца.вып.64, С. 130 148.140

36. Томпсон Р., Моран Дж., Свенсон Дж. Интерферометры и синтез в радиоастрономии. М.: Мир, 1989.

37. Тресков Т.А. Наблюдения Солнца на линейных интерферометрах с частотным сканированием. В кн: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1983, вып. 64, с. 188-199.

38. Уралов A.M., Сыч Р.А., Лубышев Б.И., Нефедьев В.П., А.А.Головко. // Исследования по геомагнетизму ионосфере и физике Солнца. 1994, вып. 103.

39. Христиансен У., Хегбом И. Радиотелескопы. М.: Мир, 1972.

40. Черток И.М. Солнечные крупномасштабные цепочки ярких точек после коронального выброса массы 22 августа 1996 г. // Изв. АН, сер. физ., 1998, т. 62,№9,с. 1873—1978.

41. Щиголев Б.М. Математическая обработка наблюдений. 2-е изд. М.: Гос. изд-во физ.-мат. лит, 1962.

42. Adams W. М. Differential rotation of photospheric magnetic fields associated with coronal holes. // Solar Phys., 47, Apr. 1976, p. 601-605.

43. Alissandrakis C., Lubyshev B.I., Krissinel B.B., Treskov T.A., Smolkov G.Ya., Miller V.G., Kardapolova N.N. Two-dimensional solar mapping at 5.2 cm with the Siberian Solar Radio Telescope // Solar Physics, 1992, 142. P. 341-358.

44. Altshuler M.D., Perry R.M. On Determining the Electron Density Distribution of the Solar Corona from K-Coronameter Data. // Solar Phys, 23,410.

45. Altyntsev A.T., Grechnev Y.V., Zubkova G.N., Kardapolova N.N., Lesovoi S.V., Rosenrauch Yu. M., Treskov T.A. SSRT: First results of millisecond spike observations. // Space Science Reviews, 1994, 68, p. 251.

46. Altyntsev A.T., Dutov A.A., Konovalov A.A., Krissinel S.K., Lisysian E.G.,•141

47. Miller V.G., Rosenraukh Ju.M., Smolkov G.Ya., Magun A. A data acquisition system for millisecond-duration microwave bursts at the Siberian Solar Radio Telescope. // Preprint ISTP 2-95 Irkutsk 1995 16 p.,

48. Altyntsev A.T., Grechnev V.V., Nakajima H., Fujiki K., Nishio M., Prosovet-skyD.V. The limb flare of November 2, 1992: physical conditions and scenario. A&A Sup. ser., 1999, 113. P. 415-427.

49. Antonucci E., Dodero M.A., Giordano S. Fast Solar Wind Velocity in a Polar Coronal Hole during Solar Minimum. // Solar Phys., 2000,197, Issue 1, p. 115-134.

50. 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, 56, 125.

51. Bohlin, J.D. Coronal Holes and High-Speed Wind Streams, ed. J. Zirker (Colorado University Press), 1977, 27.

52. Borovik V.N., Kurbanov M.S., Livshits M.A., Ryabov B.I. Coronal Holes against the Background of the Quiet Sun Observations with the RATAN-600 in the 2-32-CM Range. // Soviet Astron. 1990, 34, 522.

53. Borovik, V. N.; Kurbanov, M. Sh. Multifrequency radio observations of coronal holes, filaments and cavities on RATAN-600. // Astronomische Nachrich-ten, 311, 6, 1990, p. 371-373.

54. Chert ok I., Shibasaki K. Solar microwave large-scale bright structures observed with Nobeyama radioheliograph. // Adv. Space Res.,, 2000, 25, №. 9, p. 1901-1904.

55. Chertok I.M. SOHO/EIT and other data on large-scale chains in the solar corona. // Proc. 8th SOHO workshop «Plasma Diagnostics in the Solar Transition Region and Corona», Paris, France, 22-25 Jone 1999.

56. Chertok I.M. Solar Large-Scale Emiting Chains: Evidence of Reality and some Properties. // Solar phys., 198, 2, 2001, p. 367-383.

57. David C., Gabriel A.H., Bely-Dubau F., FludraA., LemaireP., WilhelmK. Measurement of the electron temperature gradient in a solar coronal hole. // A&A, 1998, 336, L90.

58. Davis J.M. X-ray bright points and the sunspot cycle Further results and predictions. // Solar Phys., 1983, 88, p. 337.

59. DeForest C., Bromage В., Del Zanna G., Hassler Don M., Thomson B. Coordinated observation of a Low-Latitude Coronal Hole. // Solar Phys., 1995, 156, p. 197199.

60. Delaboudiniere J.-P., ArtznerG. E., BrunaudJ., Gabriel A. H., et al. EIT: Extreme-Ultraviolet Imaging Telescope for the SOHO Mission. // Solar Phys., 1995,162, p. 291.

61. Doyle, J.G., Keenan, F.P., Ryans, R.S.I., Aggarwal, K.M. and Fludra, A. Electron densities above a polar coronal hole based on improved Si IX density diagnostics. // Solar Phys., 1999,188, p. 73-80.

62. Drago Chiuderi F. // Skylab Solar Workshop: Oss. e Mem. Oss. Arcetri п., 104

63. Drago Chiuderi F. // Skylab Solar Workshop: Oss. e Mem. Oss. Arcetri. Ed. Righini G., 1974, No. 164, p. 242.

64. Drago Chiuderi F., Landi E., Fludra A., Kerdraon A. EUV and radio observation of en equatorial coronal hole.// A&A, 1999, 348, p. 261-270.

65. Dulk G.A., Sheridan K.V., Smerd S.F., Withbroe G.L. // Solar Phys., 1977, 52, p. 349.

66. Dulk G.A., Sheridan K.V. The Structure of the Middle Corona from Observations at 80 and 160 MHz. // Solar Phys., 1974, 36, p. 191.

67. Dwivedi B.N., Mohan A. On the electron density in a coronal hole. // Solar Phys., 1995, 156, p. 197-199.

68. EnomeS., NakajimaH. New Nobeyama Radioheliograph in operation. If STEP143

69. GBRSC News, Nagoya Univ., Toyokawa. Vol. 2, No 2, p. 16.

70. Falconer D. A., Moore R. L., Porter J. G., Gary G.A., Shimizu T. Neutral-Line Magnetic Shear and Enhanced Coronal Heating in Solar Active Regions. // Astro-phys. J., 1997,482, p. 519.

71. Falconer, D. A., Moore, R. L., Porter, J. G., Hathaway, D. H. Network Coronal Bright Points: Coronal Heating Concentrations Found in the Solar Magnetic Network. // ApJ, 1998, 501, p.386.

72. Fu Q., Kundu M.R., Schmahl E.J. Coronal bright points at 6 CM wavelength. // Solar Phys., 1987, 108, p. 99.

73. Furst E., Hirth W. A Coronal Hole Observed at 10.7 GHz with a Large Single Dish.//Solar Phys., 1975, 42, p. 157.

74. Gary, Dale E.; Hurford, G. J. Multifrequency observations of a solar active region during a partial eclipse. // Astrophys. J., Part 1, 317,1987, p. 522-533.

75. Giovanelli R.G. On the relative roles of unipolar and mixed-polarity fields. // Solar Phys., 1982, 77, p. 27.

76. Golub L., Davis J.M., Krieger A.S. Anticorrelation of X-ray bright points with sunspot number, 1970-1978. //Astrophys. J., 1979, 229, L145.

77. Golub L., Krieger A.S., Vaiana, G.S. Distribution of lifetimes for coronal soft X-ray bright points. // Solar Phys., 1976,49, p. 79.

78. Golub L., Krieger A.S., Harvey K.L., Vaiana G.S. Magnetic properties of X-ray bright points.//Solar Phys., 1977, 53, p. 111.

79. Golub L., Krieger A.S., Silk J.K., Timothy A.F., Vaiana G.S. Solar X-Ray Bright Points.//Astrohys. J., 1974, 189, L93.

80. Golub, L.K., Harvey, L., Herant, M., Webb, D.F. X-ray bright points and He IАЛ0830 dark points. // Solar Phys., 1989, 124, 211-217.

81. Gopalswamy N., Shibasaki K., DeForest C.E., Bromage B.J.I., Del Zanna G. Multiwavelength Observations of a Coronal Hole. // in ASP Conf. Ser. 140, Synoptic144

82. Solar Physics, ed. K.S. Balasubramanian, J.W. Harvey & D.M. Rabin San Francisco: ASP), 1998, p. 363.

83. Gopalswamy, N.; Kundu, M. R.; Hanaoka, Y.; Enome, S.; Lemen, J. R. Detection of Large-Scale Radio Structure and Plasma Flow during a Solar Bright Point Flare. // Astrophys. J. Letters, 457, LI 17.

84. Habbal S.R., Dowly, J.F., Withbroe G.L. A comparison between bright points in a coronal hole and a quiet-sun region. // Astrophys. J., 1990, 352, p. 333.

85. Habbal S.R., Esser R., Arndt M.B. How reliable are coronal hole temperatures deduced from observation? // Astrophys. J., 1993, 413, p. 435.

86. Habbal S.R., Ronan R.S., Withbroe G.L., Shevgaonkar R.K., Kundu M.R. Solar coronal bright points observed with the VLA. // Astrophys. J., 1986, 306, p. 740-750.

87. Habbal S.R., Withbroe G.L. Spatial and temporal variations of EUV coronal bright points. // Solar Phys., 1981, 69, p. 77.

88. Habbal S.R., Withbroe G.L., Dowdy J.F.Jr. A comparison between bright points in a coronal hole and a quiet-sun region. // Astrophys. J., 1990, Part 1, 352, p. 333-342.

89. Habbal S.R., Harvey K.L. Simultaneous observations of changes in coronal bright point emission at the 20 CM radio and He Lambda 10830 wavelengths. // NASA Goddard Space Flight Center Coronal and Prominence Plasmas, p. 343-347.

90. Нага H., Tsuneta S., Acton L.W. et al. ТА high-temperature component in coronal holes observed with YOHKOH SXT. II Adv. Space Res. 1996,17, p. 231.

91. Нага H., Tsuneta S., Acton L.W., et al. Temperatures of coronal holes observed with the YOHKOH SXT. // PAS J, 1994, 46, p. 493.

92. Нага H., Tsuneta S., Acton L.W., Bruner M.E., Lemen J.R., Ogawara Y. Temperatures of Coronal Holes Observed with the Yohkoh SXT. // Publ. Astron. Soc. Japan. 1994, 46, p. 493.

93. Harvey J.W., Hall D. // «Solar magnetic fields» IAS Symp. 43, p. 279.

94. Harvey J.W., Krieger A.S., Timothy A.F., Vaiana G. Comparison of SKYLAB145

95. X-ray and ground-based helium observations. // Osservazioni e Memorie Osservatorio de Arcetri, 1975, 104, p. 50.

96. Harvey, Karen L. The Relationship between Coronal Bright Points as seen in He I X.10830 and the Evolution of the Photosphere Network Magnetic Fields. // Aust. J. Phys., 1985, 38, p. 875-883.

97. Hollweg J.V., Johnson W. Transition region, corona, and solar wind in coronal holes Some two-fluid models. // J. Geophys. Res., 1988,93, p. 9547.

98. Hollweg J.V., Jackson S., Galloway D. Alfven waves in the solar atmosphere. Ill Nonlinear waves on open flux tubes. // Sol. Phys., 1982, 75, p. 35.

99. Insley J.E., Moore V., Harrison R.A. First observation of coronal hole structure and evolution using SOHO-CDS. II «The First Result from SOHO» edited Fleck B. And Svetska Z. Kluwer Academic Publishers, 1997, p.437-456.

100. Kahler S.W., Davis J.M., Harvey J.W. Comparison of coronal holes observed in soft X-ray and HEI 10830 A spectroheliograms. // Solar Phys., 1983, 87, p. 47.

101. Kankelborg Charles C., Walker Arthur В. C., Hoover Richard B. Observation and modeling of soft x-ray bright points. II. Determination of temperature and energy balance. // Astrophys. J., 1997, 491, p. 952-966.

102. Kankelborg, Charles; Longcope, Dana. Forward modeling of the coronal response to reconnection in an X-ray bright point. // Solar Phys., 1997, 190, Issue 1/2, p. 59-77.

103. Kerdraon A., Delouis J-M. The Nan9ay Radioheliograph. // Lecture Notes in Physics, 1997, p. 483. (Nancey).

104. Kosugi Т., Ishiguro M., Shibasaki K. Polar-Cap and Coronal-Hole-Associated Brightnenings of the Sun at Millimeter Wavelengths // PASJ, 1986, 38, p. 1.

105. Koutchmy S. Study of the June 30, 1973 trans-polar coronal hole. // Solar phys., 1977, 51, p. 399.

106. Krieger A.S., Timothy F., Roelof E.C. A Coronal Hole and Its Identification as the Source of a High Velocity Solar Wind Stream. // Solar Phys., 1973, 29, p. 505.

107. Krissinel B.B., Kuznetsova S.M., Maksimov V.P., Prosovetsky D.V., Grechnev V.V., Stepanov A.P., Shishko L.F. Some Features of Manifestations of Coronal Holes in Microwave Emission. // PASJ, 2000, 52, p. 909.

108. Kundu M.R., Liu S.-Y. Observation of a coronal hole at 85 GHz. // Solar1461. Phys., 1976, 49, p. 267.

109. Kundu, M.R. Solar radio astronomy. 1965, N.Y. Interscience Pub.

110. Kundu M.R., Gergely Т.Е., Golub L. Association of flaring X-ray bright points with type III bursts. // Ap. J., 1980, 236, L87-L90.

111. Kundu M.R., Schmahl E.J., Fu Q.-J. Coronal bright points at 6 and 20 centimeter wavelengths.//Astrophys. J., 1988, 325, p. 905.

112. Kundu M.R., Shibasaki K., Enome E., Nitta, N. Observation of 17 GHz Radio Emission from X-ray Bright Points. // S. Enome and T. Hirayama (eds.), Proc. Of Kofu Symposium, NRO Report, 1994, № 360, p. 79.

113. Kundu M.R., Strong K.T., Pick M., White S.M., Hudson H.S., Harvey K., Kane S.R. Nonthermal processes in flaring X-ray-bright points. // ApJ, 1994, 427, L59.

114. Kundu M. R.; Shibasaki K.; Enome S.; Nitta N. Detection of 17 GHz radio emission from X-ray-bright points. // Astrophys. J., 431, № 2, pt. 2, p. L155-L158.

115. Labrum N.R., Archer J.W., Smith C.J. Solar brightness distribution at 3 mm wavelength from observation of the eclipse of 1976 october 23. // Solar phys., 1978, 59, p. 331-334.

116. Lantos P., Avignon Y. The metric quiet sun during two cycles of activity and the nature of the coronal holes. // A&A, 1975, 41, p. 137.

117. Leer E., HolzerT. E. Solar wind and coronal holes. // In ESA Future Missions in Solar Heliospheric and Space Plasma Physics, p. 3-9.

118. Maksimov V.P., Nefedjev V.P., Smolkov G.Ya., Bakunina I.A. Flare activity prediction from the polarization distribution of microwave emission of sunspot groups. // Solar Terrestial Predictions, eds R.Tompson et al, Boulder: NOAA, 1990,1, p. 526.

119. Marsh K.A., Hurford G.J. High spatial resolution solar microwave observations. // Ann. Rev. Astr. Ap., 1982, 20, p. 497.

120. Marsh K. A.; Hurford G. J.; Zirin H. High resolution interferometric observations of the solar limb at 4.9 and 10.7 GHz during the solar eclipse of October 1977. //A&A, 94, № 1, Jan. 1981, p. 67-71.

121. Marsh K.A., Hurford G. J., Zirin H. VLA observations of spatial structure in the quiet sun at 6 centimeters, during the 1977 October eclipse. // Astrophys. J., 1980, part 1, 236, Mar. 15, p. 1017-1025.147

122. Maxson C.W., Vaiana G.S. Determination of plasma parameters from soft X-ray images for coronal holes /open magnetic field configurations/ and coronal large-scale structures /extended closed-field configurations. // ApJ, 1977, 215, p. 919.

123. Mewe R., Gronenschild E.H.B.M., van der Oord G.H.J. Calculated X-radiation from optically thin plasmas. // A&A sup. ser., 1985, 62, p. 197.

124. Muller, R.; Dollfus, A.; Montagne, M.; Moity, J.; Vigneau, J. Spatial and temporal relations between magnetic elements and bright points in the photospheric network.//A&A, 2000, 359, p. 373-380.

125. Munro R.H., Withbroe G.L. Properties of a Coronal «Hole» Derived from Extreme-Ultraviolet Observation. // Astrophys. J., 1972, 176, p. 511.

126. Nefedyev V.P., Agalakov B.V., Kardapolova N.N., Smolkov G.Ya. The detection of the S-component sunspot source in the initial stage of active-region development. // Ann. Geophysicae, 1993,11, p. 614.

127. Nefedyev V.P., Lubyshev B.I., Smolkov G.Ya., Uralov A.M., Sych R.A., Prosovetskii D.V., Alissandrakis C., Urbarz H.W. The space-time development of active regions in the solar corona. // 30th COSPAR Scientific Assembly (Hamburg, 11-21 July 1994).

128. Nindos A., Kundu M.R., White S.M., Gary D.E., Shibasaki K„ Dere K.P. Microwave and Extreme Ultraviolet Observations of Solar Polar Regions. // Astrophys. J., 1999, 527, p. 415.

129. NittaN, BastianT.S., Aschwanden M.J., Harvey K.L., Strong K.T. Simultaneous observations of coronal bright points in X-ray and radio wavelengths. //PASJ, 1992, 44, LI67.

130. Nolte, J. Т.; Krieger, A. S.; Timothy, A. F.; Gold, R. E.; Roelof, E. C.; Vaiana, G.; Lazarus, A. J.; Sullivan, J. D.; Mcintosh, P. S. Coronal holes as sources of solar wind. // Solar Phys., 1976,46, p. 303-322.

131. Ogawara, Yoshiaki, Acton, Loren W., Bentley, Robert D. et al. The status of YOHKOH in orbit an introduction to the initial scientific results. // PASJ, 44, no. 5, p. L41-L44.148

132. Papagiannis M.D., Baker K.B. Determination and analysis of coronal hole radio spectra. // Solar Phys. 1982, 79, p. 365.

133. Peter H. The chromosphere in coronal holes and the quiet-sun network: an He I (584 A) full disk scan by SUMER/SOHO. // Astrophys. J., 1999, 522, L77-L80.

134. Pohjolainen S. On the origin of polar radio brightenings at short millimeter wavelengths. // A&A, 2000, 361, p. 349-358.

135. Pohjolainen S., Portier-Fozzani F., Ragaigne D. Comparation of 87 GHz solar polar structures with EUV and soft X-ray emission. // A&A Sup., 143, p. 227-263.

136. Porter J.G., Moore, R.L., Reichmann, E.J., Engvold, O., & Harvey K.L. Microflares in the solar magnetic network. // Astrophys. J., 1987, 323, p. 380.

137. Priest E.R.,Parnell C.E., Martin S.F. A converging flux model of an X-ray bright point and an associated canceling magnetic feature. // Astrophys. J., 1994, Part 1,427, 1, p. 459-474.

138. Reeves E.M., Parkinson W.H. An Atlas of Extreme-Ultraviolet Spectroheliograms from OSO-IV. // Astrophys. J. Sup., 1970, 21, p. 1.

139. Ryle M.//Proc. Roy. Astron. Soc. 1952, v. A211,№ 1106, 351.

140. SawantH. S., Srivastava N. Trigoso H. E., Sobral J.H.A., Fernandes F.C.R., Cecatto J.R., Subramanian K.R. Radio observations of total solar eclipse of November 3, 1994 at Chapeco (Brzil). II Advances in Space Research, 20, Issue 12, p. 2359-2363.

141. Schrijver C.J„ Title A.M., Harvey K.L., Sheeley N.R., Wang, Y.M., Van den Oord G.H.J., Shine R.A., Tarbell T.D. & Hurlburt, N.E. // NATURE, 1998, 394, L152.149

142. Sheeley N. R. Jr., Golub L. Rapid changes in the fine structure of a coronal 'bright point' and a small coronal 'active region'. // Solar Phys., 63, 1979, p. 119-126.

143. Shelke R.N., Pande M.C. Differential rotation of coronal holes. // Solar Phys., 95,1985, p. 193-197.

144. Sheridan K.V., Dulk G.A. Radio Observations of Coronal Holes. // Solar and Interplanetary Dynamics: IAU Symp./ Eds. Dryer M., Tandberg E. 1980, v. 91, p. 37.

145. Shibasaki K., Ishiguro M., Enome S. et al. A Coronal Hole Observed with a I 8-cm Radioheliograph. // PASJ, 1978, 30, p. 589.

146. Shibasaki K., Nishio M. et al. Processing of the Nobeyama Radioheliograph data. // In: The Nobeyama Radioheliograph. A Collection of Papers on Initial Results and Instrumentation. Nobeyama Radio Observatory Report, 1994, 357, p. 35-43.

147. Shibata KT., NozawaS., Motsumoto R. Magnetic reconnection associated with emerging magnetic flux. // PASJ, 1992, 44, p. 265.

148. Shibata K., NittaN., Strong K.T., Matsumoto R., YokoyamaT., Hirayama Т., Hudson H., Ogawara Y. A gigantic coronal jet ejected from a compact active region in a coronal hole. // Astro phys. J., 1994, Part 2 Letters, 431, № 1, p. L51-L53.

149. Sych R.A.,Uralov A.M., Korzhavin A.N.: Radio observations of compact solar sources located between sunspots. // Solar Phys., 1993, 144, p.59-68.

150. Tanaka H., Kakinuma T. et al. // Proc. of the Res. Inst, of Atmosph., Nagoya Univ., 1969, v. 16, p. 113-126.

151. Tang F., Harvey K., Bruner M., Kent В., Antonucci E. Bright point study. // Adv. Space Res., 1983, 2, p. 65.

152. Timothy, A.F., Krieger, A.S., Vaiana, G.S. The structure and evolution of coronal holes. // Solar Phys., 1975, 42, p. 135-156.

153. Underwood J.H., Muney W.S. A Glancing Incidence Solar Telescope for the150

154. Soft X-Ray Region. // Solar phys., 1967,1, p. 129.

155. Vaiana G.S., Krieger A.S., Timothy A.F. Identification and Analysis of Structures in the Corona from X-Ray Photography. // Solar Phys, 1973, 32, p. 81.171. van Speybroek L.P., Krieger A.S., and Vaiana G.S.: // Nature, 1970,227, p. 818.

156. Verma V. K., Uddin W. Relationship of coronal mass ejections with solar flares, prominences and coronal holes. // Uttar Pradesh State Observatory, International Solar Wind 8 Conference, p. 98.

157. Vaiana G.S., Rosner R. Recent advances in coronal physics. // Ann. Rev. Astron. Astrophys, 1978, 16, p. 393.

158. Vaiana G.S., Davis J.M., Giacconi R., Krieger A.S., Silk J.K., Timothy A.F., Zombeck M. X-Ray Observations of Characteristic Structures and Time Variations from the Solar Corona: Preliminary Results from SKYLAB. // Astrophys. J., 1973, 185, L47.

159. Vaiana G.S., Krieger A.S., van Speybroek L.P., Zehnpfenning N. // Bull. APS, 1970,15, p. 611.

160. Webb D.F., Davis J.M., Mcintosh P.S. Observation of the Reappearance of polar coronal holes and the reversal of the polar magnetic field. // Solar. Phys., 1984, 92, p. 109-132.

161. Wefer F.L., Papagiannis M.D. The radio spectrum of coronal hole. // Air Force Geophysics Laboratory Scientific Report: AGFL-TR-77-0292. 1977.

162. Withbroe G.L. Origins of the solar wind in the corona. // IN: The sun and the heliosphere in three dimensions; Proceedings of the Nineteenth ESLAB Symposium, Les Diablerets, Switzerland, June 4-6, 1985, 1986, 123, p. 19.

163. Withbroe G.L., Noyes R.G. Mass and energy flow in the solar chromosphere and corona. // Ann. Rev. Astr. Ap. 1977, 15, p. 363.

164. Zandanov V.G., Smolkov G.Ya., Uralov A.M. // Solar Maximum Analysis, Additional Issue, Pros. Intern. Work Shop, Irkutsk, USSR, p. 17-24.

165. Zhang J., Kundu M.R., White S.M. Spatial distribution and temporal evolution of coronal bright points. // Solar Phys., 2001, 198, Issue 2, p. 347-365.

166. Zirin H., Baumert B.M., Hurford C.J. The microwave brightness temperature spectrum of the quiet Sun. // Astrophys. J., 1991, 370, April 1, p. 779-783.151

167. Zirker J.B. Coronal Heating. 11 Solar Phys., 1993, 148, p. 43-60.

168. ZubkovaG.N., Kardapolova N.N., Lubyshev B.I., Nefed'Ev V.P., Smol'Kov G.Ia. Some results of solar radio emission observations at the Siberian Solar Radio Telescope.//Astron. Nachr., 1990, 311, p. 313.