Прецизионная поляриметрия и диагностика крупномасштабных магнитных полей Солнца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СИБИРСКОЕ ОТДЕЛЕНИЕ ИНСТИТУТ СОЛНЕЧНО-ЗЕМНОЙ ФИЗИКИ

На правах рукописи УДК 523.94, 523.-1/-8

ДЕМИДОВ Михаил Леонидович

ПРЕЦИЗИОННАЯ ПОЛЯРИМЕТРИЯ И ДИАГНОСТИКА КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ СОЛНЦА

01 03 03 - физика Солнца

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Иркутск - 2005

Работа выполнена в Инсгитуге солнечно-земной физики Сибирского отделения РАН

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

Кожеватов Илья Емельянович

доктор физико-математических наук Максимов Владимир Павлович

доктор физико-математических наук Обридко Владимир Нухимович

Ведущая организация: Главная астрономическая обсерватория

РАН

Защита состоится 8 ноября 2005 г. диссертационного совета Д 003 034 физики СО РАН по адресу 664033, а/я 4026

1 л 00

в 14 часов на заседании 01 при Институте солнечно-зсмной г Иркутск, ул. Лермонтова, д 126,

С диссертацией можно о шакомиться в библиотеке Института солнечно-земной физики СО РАИ

Авгорефера! разослан « Z & » У- 2005 I

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ - мат наук

В И Поляков

{сщ

%У 5

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Введение

Магнитные ноля на Солнце и на других звёздах гарают определяющую роль в процессах поверхностной и корональной активности Поэтому их исследование является приоритетным направлением ас фофизики. Применительно к Солнцу изучение его ма1нитных полей, особенно крупномасштабных, имеет и важный прикладной аспект, поскольку они во многом определяют состояние межпланетной среды, и, тем самым, играют важную роль в контексте солнечно-земных связей (проблема космической погоды) При этом определение точных параметров магнитных полей является сложной научной задачей.

Большинство спектральных линий в атмосфере Солтща, за редким исключением, изменяют свои параметры вследствие эффекта Зеемана при наличии магнитного поля в области их формирования Диагностика маптитных полей заключается в установлении связи между параметрами этих полей и наведёнными ими изменениями контуров спектралып.тх линий. Принципиально важное значение имеет информация о распределении поляризации света (для описания которой обычно используют параметры Стокса) по контуру той или иной спектральной линии Ввиду сложности процессов образования спектральных линий в среде с магнитным полем, особенно неоднородным, и проблем надёжной регистрации малых степеней поляризации, диагностика магнитных полей Солнца является весьма не простой задачей. Действительно, для измерения крупномасштабных магнитных полей (КМП) Солнца, исследованию некоторых аспектов которых посвящена данная диссертационная работа, необходимая точность поляриметрических измерений должна быть не хуже 0.01-0.001 процента, обеспечение которой является отнюдь нг " "

В диссертации рассмотрены и решены инструментально-методические

проблемы (применительно в основном к Солнечному телескопу оперативных

прогнозов (СТОП) Саянской обсерватории), присущие прецизионным

ма1 нитографическим и Стоксометрическим наблюдениям общею (ОМП) и

КМП Солнца Па основе таких измерений, выполненных преимущественно на

эюм телескопе, с привлечением данных друшх обсерваторий, исследованы

основные с!а!ис1ические характеристики ОМП и КМП, временные вариации

ОМП Особое внимание в работе уделено доказательству проявлений в таких

наблюдениях юнкоструктурных ма1ншных элементов с килогауссовыми

напряженностями С этой целью используются результаты теоретического

моделирования отношений напряженности, измеренных в различных

спектральных линиях, а также результаты определения и теоретического

моделирования параметров асимметрии У-профилей Стокса некоторых

спектральных линий Отмечается важное практическое значение полученных

результатов, а некоторых из них и для физики звёзд

Актуальность темы. Магнетизм Солнца проявляется в различных

магнитных образованиях и па различных пространственно-временных

масштабах от полей мелкомасштабных (с размерами от нескольких угловых

секунд до долей секунды), до полей крупномасштабных (несколько десятков

угловых секунд и более) Частным случаем КМП является общее (среднее)

магнитное поле (ОМП), под которым в диссертации понимается, в

соответствии со сложившейся в данной области исследований терминологией,

магнитное поле Солнца как звезды (МГ1СЗ) Понятно, что магнитные поля

рапичных пространственных масштабов находятся в тесной взаимосвязи При

этом наиболее вероятно, что мелкомасштабные поля являются основным

источником нагрева хромосферы и короны Солнца ОМП и КМП

характеризую! глобальные свойсгва солнечною ма1не1изма. чю важно как в

I елиофизическом и астрофизическом (интерпретация наблюдений машигных

полей на дру I их звездах) аспектах, гак и в геофизическом (секторная структура

межпланетного магнитною поля, связь магнитных полей с вариациями 4

светимости Солнца и, как следствие, возможное влияние на долговременные изменения климата Земли; короткопериодические вариации напряженности ОМП и их связь с корональными выбросами масс; и тд) Безусловно заслуживающими внимания являются недавние попытки использовать наблюдения вариаций ОМП в гелиосейсмологических целях (Garcia et al., Astron Astrophys. 1999 V 346 P. 626, Chaplin et al, Mon Not R Astron. Soc , 2003. V. 343. P. 813).

Регулярные данные об ОМП Солнца в настоящее время получаются (и поставляюгея в Интернет и публикуются в бюллетене Solar Geophysical Data для свободного использования) только в Солнечной обсерватории им Дж Уилкокса (СОУ) Станфордского университета (Станфорд, Калифорния, США) Эпизодически измерения выполняются также в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО, п Научный, Крым, Украина), являющейся пионером в такого рода исследованиях [Severny, Nature, 1969 V 224 N 5214 P 53] В обеих этих обсерваториях измерения выполняются в линии Fei >„525 02 нм (в КрАО в последние годы эпизодически проводятся наблюдения также в линии Fei \52А 70 нм) Конечно, такое положение дел признать удовлетворительным нельзя Особенно показателен в этом отношении случай, когда СОУ на протяжении длительного времени (с ноября 2000 г. по июль 2002 г ) поставляла, вследствие технических проблем на телескопе ошибочные данные (информация на сайте этой обсерватории) Поэтому организация регулярных наблюдений на СТОП в Саянской обсерватории представляется весьма актуальной. Более того, выполняемые на СТОП наблюдения в нескольких спектральных линиях, а не только в Fei À.525 02 нм, позволили "взглянуть" на Солнце как бы "другими глазами" и получить благодаря этому новые интересные результаты Особенно актуальны наблюдения ОМП Солнца в Стоксометрическом режиме, которые стали выполняться на СТОП (и которые пока отсутствуют где-либо еще, так что группе СТОП принадлежит мировой приоритет в этой области) после

осуществленной в 1998 г реконструкции телескопа и оснащении его высокочувствительным фотометром на основе ГПС линейки Впервые в мире появилась возможность регистрировать профили Стокса при наблюдениях Солнца как звезды!

Синошическая информация о распределении магнитных полей по диску

Солнца (магнитофаммы) получается на обсерваюриях (СОУ. Маунт Вилсон.

Кии Пик), и, в последнее время, в рамках нескольких международных

ироекюв (GONG, SOHO/MDI) Только имея полно-дисковые магнитограммы.

желахельно за полный оборот Солнца, возможно решать важнейшие задачи

расчетов конфигурации магнитного поля в короне, межпланетной среде, на

орбите Земли. Поэтому значение получаемой на СТОП СО независимой

информации о КМП Солнца весьма велико Особенно ценным представляется

сопоставление измерений в различных спектральных линиях, с различной

чувствительностью к магнитному полю Такой подход позволяет исследовать

важнейший для солнечной физики вопрос о том, вклад каких магнитных полей

в измерения КМП является определяющим полей с килогауссовой

напряжетшостью в относительно редких и малых по размеру магнитных

силовых трубках, сосредоточенных в основном по границам

су пергрануляционпых ячеек, или полей внутри ячеек, гораздо более слабых,

по занимающих основную часть солнечной поверхности9

Поскольку и шерения OMII и КМ11 Солнца, ввиду их малой напряженности,

находятся на пределе возможностей современной измерительной техники, то

их надежная регистрация сопряжена со шачительными инструментальными

проблемами Одна И5 основных при »том - проблема нулевого уровня (в

обшем понимании - проблема возникновения сигналов магнитографов и

поляриметров обусловленных инструментальными и методическими

эффектми, а не магнитными полями Солнца) Показательным примером

актуальности эюй проблемы при магнигомефии Солнца являе1ся ют фак1.

что по причине юго. что ей не уделяли в свое время должное внимание при

решеграции ма!ниго1рамм на обсерватории Кип Пик. данные этой 6

обсерватории до начала 90-х годов прошлого века оказались отягощенными значительными ошибками (Arge et al, J Geophys. Res. 2002 V. 107 N A10 P 1319) Исследование некоторых аспектов проблемы нулевого уровня при наблюдениях ОМП и КМП на СТОП, включая анализ влияния инструментальной поляризации, возникающей на зеркалах целостата, является одной из целей диссертации.

Понимание сущности магнитных измерений на Солнце, в юм числе полученных в диссертации результатов, невозможно без привлечения теории переноса поляризованного излучения в магнигном поле в неоднородной солнечной атмосфере Поэтому в диссертации выполнены и использованы расчёты профилей Стокса для нескольких спектральных линий в рамках различных модельных предположений, включающих магнитные силовые трубки с килогауссовой напряженностью и лишенной магнитного поля средой между ними с динамическими течениями плазмы

Основные цели исследования. Диссертационная работа имеет комплексный характер и вктточает исследование основных характеристик телескопа СТОП Саянской обсерватории, являющегося специализированным инструментом для высокоточных измерений ОМП и КМП Солнца, усовершенствование методики измерений, получение экспериментального материала с целыо изучения временного и пространственного поведения солнечных магнитных полей, сопоставление полученных данных с наблюдениями в других обсерваториях, теоретическую интерпретацию полученных результатов

При такой общей цели диссертации её реализация сводилась к решению следующих конкретных задач.

1 Исследование инструментальной поляризации, возникающей при отражении света oi зеркал Йенш-целосгата, используемою на СТОП

2 Рафаботка высокоточного способа контроля величины управляющего напряжения электрооптического кристалла в анализаторах круговой поляризации света.

3 Исследование некоторых аспектов проблемы нулевою уровня при наблюдениях ОМП и КМП Солнца

4 Получение но возможное™ максимально ретулярных наблюдений ОМП Солнца и статистический анализ полученных данных на предме г долговременных, 1 од о г 1 ода, изменений

5 Исследование 1троблем наблюдений короткопериодических (доли суток) вариаций напряженности ОМП Солнца

6 Сопоставление магнитографических и Стоксометрических наблюдений ОМП и КМП Солнца, выполненных в различных спектральных линиях и в различных обсерваториях

7 Определение параметров асимметрии У-профилей Стокса при Стоксометрических наблюдениях ОМП и КМП Солнца

8 Интерпретация результатов магнитографических и Стоксометрических измерений ОМП и КМП Солнца в различных модельных предположениях с привлечением теории переноса поляризованного излучения в среде с магнитным почем

Научная новизна. Можно констатировать, что ко многим рс ¡ультатам. полученным при выполнении данного исследования, можно твердо применять термин "впервые в мире" Безусловно, новым и важным элементом диссертационной работы являются соданис на базе С'ЮП Стоксметра и результаты спектрополяриметрических наблюдений на нем ОМП и КМП Солнца Нигде в мире такие измерения пока не проводятся Практика использования ПЗС мафии и Фурье-спектрометров в солнечной физике для Стоксомефическич измерений началась довольно давно, но все прежние исследования 01раничивались преимущественно наблюдениями локальных и

весьма сильных магнитных полей, когда многие инструментальные проблемы стоят не так остро

Позиции, подтверждающие научную новизну работы более детально, следующие

1 Впервые детально исследованы поляризационные характеристики Иенш-целосгата При этом автором предложен метод определения эффективных онгических констант зеркальных покрытий посредс1вом сопоставления расче1ных и экспериментальных данных о временном поведении параметров Стокса

2 Впервые на примере СТОП Саянской обсерватории исследованы такие важные для проблемы нулевого уровня причины как влияние неоднородностей двупреломления объектива, аберраций в спектрографе и ошибок поля зрения электрооптического анализатора поляризации

3 Предложен и реализован новый высокоточный способ контроля величины управляющего напряжения в электрооптических анализаторах круговой поляризации Исследована температурная зависимость (в пределах -19 - + 22 °С) такого напряжения на примере одно! о из ЭКОР кристаллов

4 Получен новый мноюлетний ряд наблюдений ОМП Солнца, коюрый существенно дополняет мировой кагало! данных этого параметра На основе новых измерений исследованы статистические параметры ОМП в период между эпохами максимумов 22 -го и 23-го циклов активности

5 Исследованы проблемы наблюдений короткопериодических вариации ОМП Солнца и показана возможность существования вариаций с периодами 20-90 минут Работа, в которой опубликован данный результат, упоминается исследователями, нашедшими связь между

колебаниями напряженности ОМП с периодом 80-90 минут и коранальными выбросами масс, как основная

6 Впервые в мире выполнены магнитографические и Сгоксомегрические (I- и V-профили Сгокса) измерения ОМП Солнца в различных комбинациях спектральных линий IIa основании СIоксоме фических данных определены параметры асиммефии V профилей Сткса

7. Исследованы вариации контура линии Pel Х525 02 нм по диску Солнца и сделаны количественные опенки влияния таких вариаций па измеряемые напряженности КМП.

8 Выполнены квазиодновременные наблюдения КМП в различных спектральных линиях в магнитографическом режиме и одновременные (впервые в мире) в Стоксомстрическом На основании Сгоксометрических измерений исследовано пространственное распределение по диску Солнца важного диагностического параметра - отношений напряженности в различных комбинациях спектральных линий, Обнаружено существование ранее неизвестно! о явления асиммефии в распределении Э1их отношений в экваюриальном и полярном направлениях в некоюрых комбинациях спектральных линий

9 Впервые в мире на основании измерений, охватывающий весь солнечный диск, на примере линии hei Я.525 02 нм исследовано пространственное распределение по диску Солнца параметров асимметрии V профилей Стокса

10 Выполнено сопоставление новых Саянских измерений ОМП и КМП Солнца (для КМП впервые) с данными наблюдений магнитных полей в других обсерваториях (СОУ. Китг Пик, SOHO/MDI) При анализе магнитограмм, полученных в различных спектральных линиях.

обнаружено, что коэффициент различия сильно зависит от положения на диске Солнца.

11 Впервые в мире к данным магнитографических и Стоксометрических наблюдений ОМП и КМП Солнца в различных спектральных линиях, в том числе к результатам центро-лимбовых вариаций параметров асимметрии V-профиля Стокса (на примере линии Fei А.525.02 нм) и отношения напряженностей R ~ В523 02/8,24 т в линиях Fei /.525 02 нм и Fei /.524 70 нм, применены методы компьютерного моделирования процессов распространения поляризованного излучения в сложноструктурированной среде с магнитными силовыми трубками

Научная и практическая значимость. Полученные в ходе выполнения диссертационного исследования инструментальные, методические и научные результаты существенно дополняют и обогащают накопленный в физике Солнца опыт прецизионных поляриметрических наблюдений и наши представления о солнечных магнитных полях Создан совершенно новый и независимый многолетний массив данных о Солнце как магнито-переменной звезде Магнитограммы КМП в традиционно используемой при таких наблюдениях линии Fei А.525 02 нм и сводка наблюдений ОМП регулярно размещаются на ИНТЕРНЕТ-сайте института (httpV^sso lszf irk ru/stop/php) Весьма показательный пример важности саянских измерений как независимого ряда данных, когда СОУ, наиболее известный "поставщик" данных о КМП Солнца, помещала на сайте ошибочные измерения, уже упоминался выше

Впервые в мире наблюдения ОМП и КМП стали регулярно выполняться в Стоксометрическом режиме, который намного информативней, чем режим магнитографический, до сих пор используемый на некоторых обсерваториях Имея в своем распоряжении данные о профилях Стокса различных спектральных линий, можно ставить и решать принципиально новые

фишческие задачи, что и продемонстрировано результатами настоящей работы

Прикладное (с точки зрения проблем геофизики) значение полученных в диссертации результатов наиболее ярко выражено в двух аспектах Во-первых, это возможная связь короткопериодических вариаций ОМП Солнца (с периодом около 90 минут) с корональными выбросами масс Во вторых, это обнаруженная сильная зависимое 1ь распределений магнитных нолей но диску Солнца Ol roi о, в какой линии и'ил и обсерватрии эш наблюдения выполнены (асиммефия распределения отношений напряженности) Данный резулыа! важен для задач, связанных с расчётами магнитных полей в короне, межпланетной среде, на орбите Земли

Результаты сопоставления саянских наблюдений ОМП и КМП Солнца с данными других обсерваторий представляют интерес для взаимного контроля надёжности различных рядов данных, и. в перспективе, для формирования единого временного ряда данных о солнечном магнетизме

При выполнении работы решено значительное число инструментальных и методических вопросов Исследованы свойства Йешп-целостата вносить дополнительную поляризацию в естественный свет и изменятт. параметры поляризации поляризованного излучения Эти результаты представляют шттерес для других обсерваторий, оснащенных целостатами данной оригинальной конструкции Весьма полезными представляются результаты сопоставлении используемого на С ГОП способа контроля нулевого уровня со способом, использующим для этой цели измерения в немагнитной линии Fei Х512 37 гтм Показано что по крайней мере применительно к СТОП способ с использованием потуволновой фазовой пластинки, периодически вводимой в пучок света перед целостатом является предпочтительней

Представляют интерес результаты исследования влияния на измерения магнитных полей объектива телескопа Оказалось, что наличие объектива кардинальным образом сказывается на положении нулевого уровня, по его

влияние на измеряемые напряженности ОМ!1 не очень существенно 11оказано, что наряду с объективом, важную роль в проблеме нулевого уровня солнечных поляриметров играют аберрации спектрографа и ошибки поля зрения электроои гических анализа! оров поляризации

Предложенный и реализованный в диссертации способ определения величины и термокомпенсации управляющего напряжения в электрооптических анализа юрах круговой поляризации прошёл практическую апробацию на СТОП и можег быть использован в других обсерваториях

Созданный (совместно с Р М Верецким) комплекс программ для расчётов профилей Стокса фраунгоферовых линий и применённый в диссертации для теоретической интерпретации некоторых результатов, может быть использован для моделирования различных магнитографических и Стоксометрических данных

Определенным индикатором значимости полученных в диссертации результатов является факт неоднократного представления некоторых из них в Президиум Сибирского отделения РАН в качестве основных научных достижений института

Апробация результатов. Результаты работы докладывались на научных семинарах ИСЗФ СО РАН, КрАО, Уссурийской астрофизической обсерватории, отдела физики Солнца Потсдамского астрофизического института (Германия), а также на многих Российских и международных рабочих совещаниях, конференциях, симпозиумах, коллоквиумах, проходивших как в России, так и за рубежом.

Ниже приведён список основных таких мероприятий в хронологическом порядке

1988 I XIII Консультативное совещание КАПГ по физике Солнца (памяти В.Е.С1епанова), 28 сентября - 2 октября , Одесса

1989 г "Solar Photosphere Stucture, Convection and Magnetic Fields" IAU Symp

N 138, 15-20 мая, Киев Second IRIS workshop 4-8 сентября, Ташкент

1990 i Всесоюзная конференция но физике Солнца 2-5 октября, Ашхабад

Совещание рабочей группы "Солнечные инструмешы", 12-15 ноября, Ленин! рад.

1991 г. Советско-китайское рабочее совещание по физике Солнца, 17-25 мая

Иркутск

5-ый научный семинар рабочей группы "Колебания и волны на

Солнце ", июнь Иркутск 2-ое рабочее совещание рабочей группы "Строение и радиация солнечной атмосферы", 23-25 сентября Львов 1995 г "Solar Polarization", International workshop, 8-12 мая, Пулково, Санкт-Петербург

Научная конференция, посвященная 50-летию со дня образования Крымской астрофизической обсерватории, 5-12 июня, п Научный, КрАО, Украина Всероссийская конференция по физике Солнца, декабрь, Москва

1996 г "Solar and Hehospheric Plasma Physics" 8lh European Meeting on Solar

Physics, 13-18 мая, Салоники, Греция 13-ая школа-семинар "Физика Солнца и космическая электродинамика", посвященная памяти Е А Макаровой, 18-20 декабря, Москва

1997 г "Современные Проблемы Солнечной Цикличности", конференция,

посвященная памяти М Н.Гневышева и А И Оля. 26-30 мая 11улково, С Петербург "Synoptic Solar Physics" 18th NSO/Sp Summer workshop, 8-12 сентября

Санспот, Нью-Мексико, США IV сьезд Асгрономическо! о общества, 19-29 ноября, Москва

1998 г "Magnetic Fields and Oscillations". 3rd Advances in Solar Physics

Euroconferencc, 22-25 сентября, Капут/Потсдам, Германия. "Астрофизика и Физика Микромира", Байкальская школа по

фундаментальной физике, 11-17 октября. Иркутск. "Солнечно-Земная физика", VII Симпозиум по солнечно-земной физике России и стран СНГ 15-19 декабря, Троицк.

1999 г. "Фундаментальные и Прикладные Исследования по Физике Солнца и

Геофизике", Российско-монгольское совещание, 20-23 июня, Монды/ Ирку тск.

"Cyclic Evolution of Solar Magnetic Fields' Advamces in Theory and Observations", IAU Colloquium N 179, 13-16 декабря, Кодайканал, Индия.

2000 г "European Astronomy at the Turn of the Millennium", JENAM 2000. 29

мая - 3 июня, Москва "Advances Solar Polarimetry Theory, Observation, and Instrumentations", 20lh Sacramento Peak Summer workshop, 11-15 сентября, Санспот, Нью-Мексико, США "Солнечная Активность и ее Земные Проявления", конференция, посвященная памяти Г В Куклина, 25-29 сентября, Иркутск "Solar-Terrestrial Physics and its Applications (Space Weather)", Russian-Chinese Workshop, 14-19 декабря, Иркутск

2001 г. "Солнечная Активность и Внутреннее Строение Солнца", научная

конференция, 4-9 июня, п Научный. КрАО, Украина. "Solar- Terrestrial Magnetic Activity and Space Environment", COSPAR

Colloquium, 10-12 сентября, Пекин, Китай. Second Chinese-Russian workshop on Space Weather, 14-15 сентября, Пекин, Китай.

2002 г "Current Theoretical Models and High Resolution Solar Observations.

Preparing for ATST", 2Г' Sacramento Peak workshop, 11-15 марта Санспо!, Пью-Мексико, США

"Sunspots and Starspots". Г1 Potsdam Thmkshop. 6-10 мая, Потсдам, I ермания

"Solar Polarization", 3rd International workshop, 30 сентября-4 октября, Пуэрю де Ла Круз, Тенерифе, Испания

2003 i "Магнигные Поля и Трёхмерная Сгруюура Солнечной Атмосферы",

Всероссийская конференция, посвященная 90-ле1ию со дня рождения член-корр РАН В С Степанова. 25-29 августа. Ирку1Ск

2004 1 "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity", IAU Symposium N

223, 14-19 июня, Пулково. С Петербург "Взаимодействие полей и излучения с веществом" Международная Байкальская школа по фундаментальной физике, VII конференция молодых учёных 13-18 сентября, Иркутск "Солнечно-Земная Физика", Международная конференция, 20-25 сентября, Иркутск

Основные положения и результа1ы диссертации, выносимые на защиту.

1 Создана новая система для прецизионных спектрополяриметрических измереттий магнитных полей на Солнце и решён ряд проблем, присущих высокоточным магнитографическим и Стоксометрическим наблюдениям общего и крупномасштабных магнитных полей Солнца на телескопе СТОП Саянской обсерватории- а) исследованы поляризационные характеристики Иенш-целостата; б) предложен и внедрен новый высокоточный способ определения величины управляющего четвертьволнового напряжения в анализаторах круговой поляризации, в) исследованы поляризационные характеристики объектива СГОП и выполнен анализ ею влияния, а также аберраций спектрографа и ошибок поля зрения электроопгических анализаторов поляризации. на формирование ложных сигналов телескопа (проблема нулевою уровня)

2 Данные многолетних наблюдений общего магнитного поля Солнца на телескопе СТОП Саянской обсерваторий в линии Fei Х525 02 нм и полученные на их основе результаты о значительных, год от года, изменениях средней напряженности. а также результаты корреляционного и регрессионного анализа Саянских измерений ОМП с данными измерений в Солнечной обсерватории им Дж, Уилкокса (СОУ), Станфорд, США

3 Результаты исследования быстрых времешгт.тх флуктуаций напряженности

ОМП Солнца и вывод о реальности присутствия в них колебаний с периодами в области 20-90 минут

4 Результаты корреляционного и регрессионного анализа магнитографических и Стоксометрических наблюдений общего и крупномасштабных магнитных полей Солнца в различных спектральных линиях и основанный на обнаруженных систематических отличиях измеряемых напряженностей и их теоретическом моделировании вывод о проявлении в таких наблюдениях мелкомасштабных магнитных элементов с килогауссовыми напряженностями.

5 Результаты определения пространственного распределения но диску

Солнца отношений напряженности магнитных полей в различных комбинациях спектральных линий (Fei Х524.70 нм, Cri /,524 76 нм, Fei >,525 02 нм, Fei À.525 06 нм) и обсерваторий (Саянская, СОУ, Китт Пик, SOHO/MDI), обнаруженный эффект значительной экваториально-полярной асимметрии пентро-лимбовых вариаций коэффициентов различия в некоторых комбинациях данных 6 Результаты определения параметров асимметрии V профилей Сюкса в линиях Fei >.524 70 нм, Cri Х524 76 нм, Fei Х525 02 нм, Fei >.525.06 нм при наблюдениях магнитного поля Солнца как звезды и центро-лимбовых вариаций этих параметров в линии Fei /,525 02 нм при наблюдениях крупномасштабных магнитных полей

7 Результаты теоретического моделирования в рамках двухкомпонентных моделей центро-лимбовых вариаций амплитудной асимметрии, асимметрии плошадей V профиля Стокса линии Fei Я.525 02 нм и отношения напряженностей в линиях bel л.525 02 нм и Fei À.524 70 нм

Личный вклад автора. Исследования, преде явленные в диссергации, выполнены автором как самос юятельно, так и в сотрудничестве с коллегами из ИСЗФ СО РАИ (в основном) и из Крымской асфофизической обсерватории (некоторые из работ) Автору принадлежит инициатива в постановке рассмотренных в диссертации инструментально-методических проблем (особенно проблемы нулевою уровня) поляризационных измерений, в оснащении телескопа СТОП новой измерительной системой на основе ПЗС линейки Автор принимал активное участие в получении наблюдательного материала на телескопе СТОП Саянской обсерватории, его обработке, анализу, интерпретации По его инициативе и при его участии выполнены многочисленные магнитографические и Стоксометрические измерения ОМП и КМП Солнца в различных спектральных линиях, на основе которых обоснован вывод о проявлениях в таких полях тонкоструктурных магнитных элементов с килогауссовыми напряжепностями При выполнении работ, опубликованных в соавторстве, автору принадлежит равный вклад наряду с другими участниками.

Структура и объём диссертации. Диссертация состоит из аннотации, введения, семи глав основного материала, заключения, списка литературы he объем составляет (шрифт 12 пт основной текст - интервал 1 5, литература -интервал 1.0) 313 стр, включая 109 рисунков и 15 таблиц 481 наименование библиографических источников на 26 стр.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

В первой главе диссертации приведены краткие сведения о современных

воззрениях на проблему эволюции Вселенной, об образовании Солнца, ею

Mecie в звёздном мире и о наиболее вероятном сценарии его будущею

развития Oi мечена важная роль магншных полей в асгрофизике вообще и

физике Солнца в частноС1и, особенно в явлениях поверхностной активности

Дана кра!кая историческая справка по истории исследований машитных

полей на Солнце Приведены основные сведения об эффекте Зеемана,

способах описания поляризованного света о теории переноса

поляризованного излучения в среде с магнитном полем о методах

поляриметрических измерений

Вторая глава диссертации представляет собой комплексный обзор

полувековой истории исследований КМП Солнца, причём основной акцент

сделан на наиболее интересных результатах последнего времени. Дано

определение таких полей, отмечена важная роль их исследований для физики

Солнца и смежных областей науки. Показано, что многие аспекты

исследований КМП тесно связаны с проблемами изучения шгутренпего

строения Солнца Рассмотрен комплекс вопросов, относящихся к проблеме

временных вариаций КМП на различных масштабах времени

Проанализированы результаты исследований с использованием наблюдений

магнитных полей вращения Солнца, меридиональной циркуляции, торсионных

колебаний Отмечены появившиеся сравнительно недавно результаты по

анализу быстрых вариаций общего магнитного поля и возможной связи таких

вариаций с корональными выбросами масс Обсуждены вопросы связи КМП

Солнца с другими солнечными параметрами (светимость) и характеристиками

межпланетной среды (секторная структура)

Глава III. Данная глава диссертации посвящена описанию конструкции

Солнечного телескопа оперативных прогнозов (СТОП) Саянской солнечной

обсерватории (ССО) и анализу некоторых инструментально-ме iодических

19

аспектов прецизионных поляриметрических наблюдений на этом телескопе В первом параграфе кратко прослежена история развития управляющей и регистрирующей аппаратуры СТОП, на котором получены используемые в pa6oie эксперимешальные данные Ошечено, чю особенно кардинальным было преобразование телескопа из магнитографа Бэбкоковского жпа, которым он был начиная со своею создания в 1982 i , в Сюкс-поляримеф, чю стало возможным после установки в 1998 г hoboi о фоюметра на базе ПЗС линейки Приведены примеры Сюксометрических наблюдений общею и крупномаегшабных магнитных полей На основании сопос i авлепия наблюдаемых кошуров линий Tel Х525 02 нм и Fei ),524 70 нм в цешре солнечного диска с данными фотометрического атласа сделаны оценки ветичины рассеянного света в спектрографе (10%) и ширины инструментального контура (9 5 пм)

Второй параграф главы посвяшен исследованию поляризационных характеристик исполыуемого на С10П целостата конструкции (весьма оригинальной) Альфреда Йенша (А Jensch, Карл-Цейс Йена. Германия) - тс Йенш-целосшта Даны основные сведения о консфукции целостат, приведен вывод необходимых формул для уыов падения и углов поворота для различных значений склонения и часового угла Солнца Для определения значений ошических констант зеркал, необходимых для расчетов (показателя преломления п и коэффициента iroi лощения к), предложен и использован оригинальный способ заключающийся в сопоставлении наблюдаемых и теоретически рассчитанных временных изменений возникающей при отражении от зеркал целостата поляризации света, и выборе тех значений констант, при которых (по критерию наименьших квадратов) имеет место наилучшее совпадение Чтобы исключить влияние объектива, измерения проводились без него Оказалось, что значения констант равны n — 1 21, k ~ 6 08, при которых и были выполнены все последующие вычисления степени и азимута поляризации, а также (см Рис 1) всех 4-х параметров Стокса (в

предположении освещения целостата естественным светом) для всех значений склонения и часовых углов Солнца, представляющих практический интерес

Рис. 1 Рез>льтаты расчетов изменения в зависимости от часового угла Солнца и, О, и V параметров Стокса для указанных значений-сютонения Солнца 6, возникающих при отражении естественного света от зеркал Иенш-целостата телескопа СТОП Саянской солнечной обсерватории (широта (р).

Сопоставлены результаты наблюдений инструментальной поляризации (V параметра Стокса) без объектива и с ним. 1 (оказано, что введение объектива в пучок света значительно меняет результаты измерений Отмечено, что этот факт имеет важное значение для проблемы нулевою уровня магнитографов.

3-й параграф настоящей главы посвящен актуальной для гтрецизионных поляриметрических наблюдений проблеме обеспечения электрооптических кристаллов в анализаторах круговой поляризации управляющим напряжением хочно требуемой величины, 1 е. создающим разность фаз между о- и е- лучами в четверть длины волны (90°) Рассмотрены известные ранее способы

контроля величины четвертьволнового напряжения и отмечены их недостатки (малая точность) Предложен новый способ, заключающийся в подборе такого напряжения, при котором флуктуации яркости при вращении перед рабо!ающим крииа.шом линейною поляризаюра были бы минимальны (в идеале вариации яркости должны вообще отсутствовать) Даны необходимые формулы, приведено описание конкрегной реализации способа Кратко рассмотрено созданное (совместно с Б Ф Осаком и В И Гориным) на СТОП устройство для цифровой индикации напряжения и 1емпературы, позволяющее выполняв термокомпенсацию управляющего натгряжения (подачу на кристалл требуемого напряжения, меняющегося в зависимости от температуры) Приведены экспериментальные результаты исследования зависимости ог темперагуры Т (в диапазоне - 18 - 1 22 °С) определённою таким образом управляющего напряжения I) для одного из используемых на СТОП ОК1)Р кристаллов Уравнение линейной регрессии, описывающее эти данные, имеет вид

U = 1240 (±4)4- 20 4 (±0 3 КГ

Глава ГУ посвящена рассмотрению некоторых аспектов обширной и чрезвычайно важной проблемы пулевого уровня сотнечных магнитографов и поляриметров Отмечено, что при наблюдениях ОМП и КМП Солнца эта проблема, присущая наблюдениям и с высоким пространственным разрешением, имеет ту специфическую особенность, что в этом случае нетбежньг, вследствие вращения Солнца и потемнения диска к краю, шачительные неоднородности по апертуре наблюдений лучевых скоростей и яркости Приведены сведения и? предыстории проблемы в частности, результатам, полученным "I Дюваллом который в своей диссертации (Duvall. IL Jr A study of the large-scale solar magnetic and velocity fields Ph D Dissertation Stanford Umv Inst Plasma Res Rep N 724 1977 111 p) указал

что проблема нулевого уровня применительно к телескопу в Станфорде сводится к трём факторам' (1) степени и азимуту линейной поляризации света, падающего на электроопический кристалл, (2) заклону кристалла к пучку света, (3) степени расфокусировки спектрофафа

Однако, как показали эксперименты, выполненные автором на СТОП, только к таким факторам проблема нулевою уровня не сводится. Оказалось, что существенное влияние на смещение сигнала магнитофафа оказывает объектив Логически следующий из такого результата специально выполненный анализ поляризационных характеристик объектива (карты двупреломления и изоклин, представленные на Рис 2) показал, что объектив СТОП обладает значительным двупреломлением, особенно на краях, и это двупреломление (что особенно важно в контексте проблемы нулевого уровня) существенно неоднородно Сделаны необходимы оценки. которые показывают, что влиянием неоднородности двупреломления объектива вполне можно объяснить значения смещений пулевого уровня, имеющие место, например, при наблюдениях ОМП.

Помимо влияния объектива, рассмотрены также другие причитш. приводящие (или способгп.ге приводитт.) к возникновению ложных, с магнитным полем непосредственно не связанных, сигналов магтгитофафов Одна из таких причин - аберрации спектрофафа, которые приводят к формированию в фокальной плоскости спектрофафа размытого изображения точки даже при идеальной фокусировке. Отмечается, что для минимизации этого эффекта необходимо исключать из спектрофафа все дополнительные оптические элементы Вторая причина обусловлена ошибками поля зрения злектрооптических анализаторов поляризации Интересен полученный при данном анализе (выполненном совместно с В В Жигаловым) результат, что при наличии в апертуре наблюдений неоднородностей яркости (моделируется присутствие пятен на диске при наблюдениях ОМП), смещение нулевого уровня возникнет даже при идеальной юстировке спектрофафа и анализатора поляризации.

Рис 2 Результаты исследования поляризационных свойств двухлинзового объектива СТОП В части (а) показаны изоклины линии потемнения, наблюдаемые на объективе при установке его между скрещенными поляризаторами и совместном вращении этих поляризаторов через 15 градусов В части (б) показано распределение величин эффективного двупреломления (сдвига фаз в градусах) при измерениях на круговом полярископе с красным лазером (X 632 8 нм)

Глава V посвящена изложению экспериментальных результатов магнитографических и спектрополяриметрических исследований общего магнитного поля Солнца как звезды В первом параграфе доказывается актуальность исследований ОМП. приведены основные сведения об истории изучения этого важного параметра солнечного магнетизма, характеризующего магнитную переменность Солнца на различных интервалах времени Отмечается, что высокая коррелированность ОМП с межпланетным магнитным полем делает важными наблюдения ОМП и с прикладной точки

чрения Подчеркнуто, что новый аспект актуальности исследований ОМП -определение среднестатистических параметров тонкоструктурных магнитных элементов, - появился с началом эры Стоксометрических измерений, которые вплоть до настоящею времени выполняются юлько на СТОП, и анализу которых уделено значительное место в диссертации

Второй наратраф данной тлавы посвящен изложению результатов магнитографических наблюдений ОМП Солнца в ттериод времени в основном с 1993 i (когда на СТОП начались регулярные наблюдения с использованием персонального компьютера) гто 1997 т , после которою начались работы по переводу телескопа в Стоксометрический режим Сначала приведены результаты методического характера Показан пример регистрации основных параметров при рутинных наблюдениях Излагаются результата

сопоставления положений нулевого уровня ASo, измеренных с традиционно используемым гга СТОП способом (с помощью полуволповой к/2 фазовой пластинки, периодически вводимой в пучок света перед целостатом) и по записям в немагнитной линии Fei >.512 37 нм (такой способ контроля нулевог о уровня используется в КрАО и в СОУ) 1 (оказано существенное расхождение результатов А именно при числе пар точек N" = 27 коэффициент регрессии р ~ 0 65. а вычисленное методом приведенной главной оси уравнение линейной регрессии имеет вид

ASo (/.512 37) = - 56 (± 49) + 2.0.С+ 0.3)*ASÜ(, 525 02,

Излагаются также результаты выполненных автором жепериментов по регистрации положений нулевого уровня и напряжснностсй OMII при установленном объективе и без объектива (такой способ наблюдений ОМП - в параллельном пучке - применяется в Крымской обсерватории) Оказалось, что значения измеренных напряженное!ей близки. но значения смещений нулевого уровня существенно отличаются Сделан вывод о

25

предпочтительности для С ГО] I (по крайней мере) контроля нулевого уровня с помощью полуволновой фазовой пластинки

Далее приведены статистические сведения о наблюдениях ОМП на СТО] J в 1993-1997 Ii и почерпнутые из библиографических источников сведения о сопоствлении измерений напряженности ОМП в разных обсерваториях, а также результаты корреляционного и регрессионного анализа саянскою массива данных за ли юды с наблюдениями в СОУ. Показано, что напряженное ib ОМП Солнца сотласно данных СТОП принимала в среднем достаточно большие шачения (В « 30 мкТ) в 1993-1994 гг, приходящиеся на годы максимума активности, и очень маленькие значения (В ~ 10 мкТ) в 19961997 гг , когда активность была минимальной Эю не преминуло сказался на данных сопоставления с СОУ. Коэффициент корреляции составлял 0 83 (коэффициент регрессии Всоу/Вссо практически точно единица) для первых лет, и только 0 32 (коэффициент регрессии 0 58 для 1996 г и 0.78 для 1997 г ) для 1996-1997 гг Средние значения коэффициентов корреляции и регрессии для всего массива данных (N ■= 487) составили 0 71 и 0 91 соответственно При компиляции результатов сопоставления данных измерений ОМП в различных обсерваториях (Саянской, Крымской, СОУ, Маунт Вилсон) в отдельных случаях отмечены большие расхождения, которые объясняются комплексом причин, которые пока не представляется возможным описать количественно

В разделе 5 2 3 приведены результаты сопоставления квазиодновременных измерений ОМП Солнца, выполненных на СТОП в различных спектральных линиях' магниточувствительных Fei Ä525 02 нм, Fei А.524 70 нм, Nil Л,513 70 нм, и в немагнитной линии (в методических целях) Fei /.512.37 нм Такими измерениями был начат важный цикл экспериментов по применению к ОМП и КМП метода отношений напряженностей, использованного в физике Солнца прежде для исследований проявлений в данных мелкомасштабных магнитных полей с килогауссовыми напряженностями исключительно при локальных наблюдениях с высоким пространственным разрешением (Solanki, Space

Science Reviews 1993 V 63 P 1-188) Даны основные сведения о параметрах линий, в графической и аналитической формах приведены результаты корреляциотюго и регрессионного анализа В частности, сопоставление наблюдений в линиях >.524.7 нм Fei и >.525.0 нм Fei (N = 31, р = 0.97), и в линиях >.513.7 нм Nil и >.525 0 нм Fei (N = 16, р = 0.97) привело к следующим уравнениям линейной регрессии

В 525 0 ~ "2( ± 1) + 0 74 ( ± 0 03) * В 524 ^ В 525 О = -5(±2) + 0 34 (± 0 02)*В,п7

С удовлетворением отмечается, что результаты измерений в немагнитной линии Fei /.512 37 нм показали, как и должно быть при правильной работе ма1ниюграфа, наличие сигнала на уровне шумов

В разделе 5.2 4 исследованы некоюрые аспекш проблемы наблюдений бысгрых (доли суюк) временных вариаций напряженности ОМП Солнца Ак1уальнос1ь такой проблемы возросла в последние юды с обнаружением возможной связи гаких вариаций с корональными выбросами масс IIa примере двух дней с многочасовыми непрерывными наблюдениями ОМП проанализированы возможные инструментальные эффекты, способные проявиться в таких, заведомо чрезвычайно слабых, вариациях и сделан вывод что колебания ОМП с некоторыми периодами в области 20 -90 минут являются, по-видимому, реальными

Третий параграф данной главы диссертации посвящен Стоксометрическим исследованиям ОМП В иллюстративных целях показаны примеры распределений I и V параметров Стокса при квазиодповремешгых наблюдениях (некоторое время, естественно, необходимо для перестройки спектрографа и замены светофильтров) ОМП в 3-х спектратьных диапазонах в области линии Fei >.512 37 нм (немагнитная линия), в области линии Fei /„525 02 нм (традиционно используемая линия), и в области также часто

используемых во многих исследованиях красных линий Fei /.630 15 нм и Fei лбЗО 25 им Применительно к линии Fei /.525 02 пм приведены V профили Стокса для нескольких последовательных дней наблюдении (см. Рис 3)

17.09.1999 18.09.1999 19.09.1999 20.09.1999

5-Ю"4

525.00 525.02 525.02 525.02 525.02 525.04

X, нм

Рис 3 Пример V-профилей Стокса линии Fei 7.525 02 нм для четырёх последовательных дней наблюдений общею магнитного поля Солнца Вершкальной линией в каждой панели показано положение центра спектральной линии. В левом верхнем углу каждой панели приведены значения соответствующих напряженностей

Поскольку на СТОП (если позволяют погодные условия) с небольшой разницей по времени, необходимой для перестройки телескопа, выполняются измерения как ОМП, так и КМП Солнца (магнитограммы с угловым разрешением 100"), то, естествешю, представляется интересным использовать такую возможность для анализа вопроса о том, какие зоны диска оказывают наибольший вклад в формирование сигнала ОМП Это сделано в разделе 5 3 2 двумя способами При первом подходе по 3-м критериям (коэффициент корреляции, среднеквадратичное отклонение, напряженность) /утя отдельных дней наблюдений сопоставлялись интегральные V профили Стокса (анализ ведется применительно к линии Fei А.525.02 нм) с V профилями, рассчитанными из наблюдений КМП для концентрических зон Оказалось, что для разных дней наблюдений радиусы зоны эффективного вклада могут отличаться, причем по разным критериям могут получаться разные

_ I 1 0 691ср I — т _ i I \ \ - _ ! 1 -0 66 Гс / Л \ -0 701 с ..., , /V

1 1" ЧУ ' 1 1 1 1" V "1 1 .. 1 ... 1 ■ Чу и _!,.,. .. 1 1 •

результаты Как правило, вклад в ОМП ограничен центральной зоной диска радиусом около половины полного радиуса диска, и уж точно всегда этот радиус не превышает 0 8 полного радиуса При втором подходе для серии из 30 дней наблюдений вычислялся коэффициент корреляции между значениями ОМП и вычисленными по наблюдениям КМП напряженноегями от зон диска Солнца различного радиуса Оказалось, что максимальный коэффициент корреляции (около 0 7) имеет место при радиусе 0 8

Раздел 5 3 3 посвящен сопоставлению Стоксометричесхих наблюдений ОМП в различных спектральных линиях, выполненных в 1999-2001 тг Это преимущественно четыре линии в окрестности линии Fei 525 02 нм. а также красные тинии Fei >.630 15 нм и Fei /.630 25 Приведены атомные параметры всех этих линий и результаты регрессионного и корреляционного анализа как отдельно по годам (с целью поиска возможных изменений R со временем), так и для всего массива данных Отмечается высокая корреляция измерений во всех комбинациях спектральных линий (за исключением случаев с использованием линии Cri >.524 76 нм) и наличие значительных систематических ошичий. которые интерпретируются как проявление мелкомасштабных машитных полей с большими напряженнос!ями Заметных изменений R юд oi года, которые можно было бы интерпретировать как изменение соотношения вклада в формирование сит нала сильных и слабых магниттгых полей, в анализируемый интервал времени не обнаружено Итоговые результаты статистическою анализа дтя 4-х линий в окрестности Fei 525 02 нм приведены в нижеследующей Таблице 1 а уравнение регрессии для комбинации красных линий имеет вид

В 630 15 ^ 0.03 + 0.66*В 630 25

Таблица 1

Результаты корреляционного и регрессионного анали ¡а 367 дней (1999-2001 гг) Стоксометрических наблюдений ОМП Солнца. А(±дА), К(±дК) - определенные методом приведенной главной оси параметры уравнений линейной регрессии В шния у ^ А(±дА) + К(±дЯ) Влиния х, Р - коэффициент корреляции

Линия X Линия Y R ±AR А ±АА Р

524 705 524 756 1,08 0,04 0,05 0,04 0,7

525.02 0 93 0,01 0,01 0,01 0,9

525.06 1,92 0,02 -0,01 0,03 0,9

524 75 525.02 0,87 0,03 -0,03 0,03 0,7

525 06 1,78 0,06 -0,10 0,07 0,7

525 02 525 06 2,06 0,02 -0,03 0,02 0,9

Анализу принципиально новых параметров при наблюдениях ОМП Солнца, имеющих важное диагностическое значение и ставших доступными только с появлением Стоксометрических наблюдений - параметров асимметрии V профилей Стокса. посвящен раздел диссертации 5 3 4 После выполненной определенным образом селекции контуров (отбрасывались аномальные и шумоподобные профили), па большом статистическом материале для всех 4-линий в окрестности линии Fei Л525 02 нм были определены амплитудная асимметрия 8а и асимметрия площадей V профилей Стокса 5А, а также значения относительных смещений V и I профилей (разность длин волн, обычно выражаемая в единицах лучевой скорости, между точкой пересечения V профилем нулевою уровня и цешром I профиля) V/x Основные статистические параметры такою анализа даны в Таблице 2 (Табл 5 3 7 в тексте диссертации, где приведены также соответствующие гистограммы) Сделан вывод, что несмотря на значительный разброс, средние значения рассматриваемых параметров отличаются от нуля Очень важным фактом является наличие асимметрии площадей (особенно отчетливо

выраженной для линий Cri >.524 76 им и Fel ÍV525 06 нм), что физически наиболее обосновано интерпретировать (Grigoryev and Kats, Solar Phys 1975 V 24 P 21, Павлов и Шибанов, Астрон ж 1978 Т 55 Вып 1 С 79, Solanki and Pahlke, Astron Astrophys . 1988, V 201 P 143. Steiner. Astron soc Pacific Confer Ser 1999 V 184 P 38) как проявление в области формирования спектральных линий динамических процессов и градиентов магнитного поля и лучевых скоростей

Таблица 2

Основные параметры асимметрии V профилей Стокса при наблюдениях ОМП Солнца \ - число дней наблюдений, СЗ - среднее значение величины. СКО - среднее квадратичное отклонение (в скобках указаны ошибки соответствующих величин)

Линия, нм N 5a 5A V«, м/с

СЗ СКО СЗ СКО СЗ СКО

Fei 524 706 233 0 084 (0 012) 0.177 (0 008) 0014 (0.011) 0.160 (0.007) -36 (104) 1591 (74)

Cri 524 756 271 0 097 (0 009) 0 150 (0.006) 0 031 (0 009) 0 147 (0.006) -113 (99) 1625 (70)

fei 525 021 254 0 059 (0 010) 0 151 (0 007) 0.012 (0 010) 0.160 (0 007) 215 П1) 1131 (50)

Fei 525 065 262 0 128 (0 009) 0 142 (0 006) 0 032 (ООП) 0.172 (0 008) 394 (75) 1220 (53)

Естественно, представляет интерес выяснить, как соотносятся новые Стоксометричсские и'.мерсния OMII Солнца с данными других обсерваторий. 'Это сделано в разделе 5 3 5 в основном применительно к измерениям в СОУ (Саянские данные, разумеется, относятся к наблюдениям в линии Fei ?.525 02 нм, которая применяется в СОУ) Оказалось, что для данных за 1990-2001 гг.. используемых в предыдущих двух разделах, соответствие желает иметь много

лучшего (и коэффициент корреляции и коэффициент регрессии Всоу/Вссо равны 0.68) Возможная причина интересна и весьма показательна Дело в том, что в СОУ измерения и OM1I и KMIJ в период времени с ноября 2000 г по июль 2002 I выполнялись и поставлялись на сайге этой обсерваюрии, откуда они брались для анализа, со значительными ошибками Информация об эюм появилась на сайте СОУ позже того, как данный результат сопоставления был получен. Результаты аналогичного анализа за 2003 г (авюр надеется, что на эю1 раз данные СОУ не будут пересмотрены. ) показали просто прекрасное совпадение (при N - 137 коэффициент корреляции равен 0 92, коэффициент регрессии 0 93)

Глава VI диссертации посвящена изложению некоторых результатов исследований крупномасштабных магнитных полей Солнца на основе частично магнитографических, но преимущественно Стоксометрических наблюдений Первьге два параграфа основаньг на магнитографических данных Для двух кэрринггоновских оборотов, 1920 и 1921, приведены синоптические карты, полученные по данным СТОП, а для оборота 1920 и по данным СОУ Отмечена лучшая проработка деталей мапгитных структур по нашим датттгьгм Основой данного параграфа является сопоставление результатов наблюдений КМП в спектральных линиях Fei ?^525 02 нм и Fei Х524 70 нм, а также в линии Nil 1513.70 нм. Поскольку наблюдения в различных спектральных линиях выполнялись не одновременно (требовалось время на перестройку спектрографа и сканирование диска), был проведен специальный анализ возможного влияния на результата солнечного вращения Оказалось, что таким влиянием в данном случае можно пренебречь В итоге на основании достаточно многочисленных магнитограмм были построены регрессионные зависимости для разных комбинаций спектральных линий В частности, анализ 20 пар магнитограмм в линиях Fei 1525 02 гтм и Fei 1524 70 нм показал, что в первой линии напряженности в среднем в 0 83 раза более слабые, чем во второй коэффициент корреляции при этом (N — 4506) составил 0 89

Во втором параграфе данной главы рассмотрен весьма актуальный для наблюдений КМ11 вопрос о влиянии на измеряемые напряженности вариаций контура линии Fei >.525 02 пм по диску Солнца Обычно таким влиянием пренебрегают и используют при калибровке только контур центра диска Специально выполненные автором исследования показали, однако, что если бы калибровка осуществлялась с реальным контуром в каждой точке наблюдений, то измеренные напряженности были бы до 20 процентов больше в зависимости от расстояния от центра диска и от напряженности поля в месте наблюдения

Третий параграф главы основан уже па Стоксометрических наблюдениях КМП Солнца и посвящен определению пространственного распределения по диску параметров асимметрии V профиля Стокса линии Fei Я.525 02 нм Отмечается важное диагностическое значение такой информации Приведены двумерные карты распределений 5а. 5А и V/(_ по диску Солнца, а также их зависимости от гелиоцентрического расстояния Обсуждается соответствие и различия данных СТОП с аналогичными результатами других исследований

Четвертый параграф данной главы посвящен анализу наблюдений КМП Солнца, выполненных в различных спектральных линиях и(или) в различных обсерваториях В отличие от первого параграфа данной главы, в данном акцепт сделан па анализе пространственного распределения результатов такого сопоставления по диску Солнца Как оказалось, это привело к весьма интересным результатам

В разделе 6 4 1 приводится обсуждение актуальной и до сих пор широко дискутируемой проблемы корректирующего коэффициента, который, вероятно, необходимо применять для исправления наблюдений магнитных полей в линии Fei /.525 02 нм, отягощенных, как принято считать, изменениями контура в магнитных элементах и эффектом насыщения в сильных полях В данном разделе для анализа этого вопроса использованы

наблюдения КМП в '""рип-чтип-ртпи^ лили я y МП

I

«>С НАЦИОНАЛЬНА«

библиотека

С Петербург * - т — '

—■■»— in.....

нитного отношения Fei 33

Х525 02 им и Fei /.524 70 им и исследовано распределение отношения R = В,25 02/В524 70 в зависимости от расстояния от центра диска и в целом по всему диску Показано, что в среднем это отношение увеличивается от 0 83 в центре диска до 0.92 при |1 - 0.4, оставаясь, гаким образом, все!да меньше единицы i 1ри рассмотрении двумерного распределения зтого параметра по диску найдено, что оно достаточно неоднородно - в отличие от монотонного уменьшения при переходе от центра диска к лимбу в приэкваториальной зоне, вблизи полюсов уменьшение R вновь сменяется увеличением IIa основании < полученных фактов сделан вывод, что если выполнять корректировку наблюдений КМП в линии Fei Х525 02 нм, то )га корректировка должна быть двумерной

Естественно, располагая наблюдениями КМП, выполненными на СТОП одновременно в нескольких спектральных линиях, целесообразно не ограничиваться анализом данных только в двух вышеназванных линиях, а рассмотреть все вошожные комбинации. Для всех 4-х линий в окрестности линии Fei Х525 02 нм это сделано в разделе 6 4 2 Получены двумерные карты распределения по диску всех 6-ти возможных отношений R и найдено, что для некоторых комбинаций эти распределения весьма однородны, например, параметра R ~ В525 02''В,24 71 , а для некоторых обладают отчётливой асимметрией, например, для R ~ В525 об/В^ь 02 Этот вывод подтвердился специально выполненным анализом гелиоцентрической зависимости R для "экваториальных" и " полярных" секторов (см Рис 4) В сущности, обнаружено новое явление, природа которого пока не ясна и требуются дополнительные , исследования Один из важных аспектов полученного результата очевиден, для сведеггия наблюдений магнитгп.гх полей в разных линиях в единую шкалу необходимо применять процедуру двумерной корректировки

Как и в случае наблюдений ОМП, естественный интерес представляет сопоставление Саянских измерений КМП Солнца с полнодисковыми наблюдениями магнитных полей в других обсерваториях, в первую очередь,

п i

* . • t ® * ? f f

0 02 M 0,6 08 1

Ц — CQS 0

1.!

V к 1,8

ж о 1.4

й

£ 1,2

Ï

* 1

11

g I

I

4

.'H'b'

. 5 î 2 :

î f WE

♦ MS

0 0,2 0,1 0,9 0.8 1

fi COî6

*

V - I

M « -

1

; . t ♦ * * * *

î - ' ; 6 «

О v 04 0,5 (i,S 1 (i - cesO

Г?

SI

S

ta

I

# ♦

> 4M • KR

6 0,4 C16 15,3

fl СО* 6

i

од

* i i' щ

* * i ;

Э.2 04 0,6 0,8 fi - c<h U

1

M 2

m 1,8 w

♦ I

. » * ♦

f _ 5

Л2 0,4 06 0,8 (1 — «M 0

Рис 4 Цептро-лимбовые вариации по диску Солнца отношений напряженности магнитного поля для различных комбинаций 4-х спектральных линий в области линии tel 1525 02 нм для экваториальных (WE) и полярных (NS) секторов

конечно, в СОУ. Такая работа в некоторых отношениях была (совместно с Ь M.I олубевой) проделана и ее результаты составили предмет изложения раздела 6 4 3 На данном этапе были использованы наблюдения на CTOII, выполненные для интервала времени с 1 апреля по 26 декабря 2001 г, и наблюдения за соо!ветс1вующий период в обсерваториях СОУ (линия Fei л.525.02 нм) и Китт Пик (линия Fei XS6S.9 нм), а также имеющиеся в ИНТЕРНЕТе данные эксперимента MDI с космического аппарата SOHO (линия Nil Х676 8 нм) При этом применялась довольно сложная процедура "подюнки" данных под одинаковое пространственное разрешение с учетом (необходимым для компенсации разницы во времени наблюдений) дифференциально1 о вращения Солнца Меюд анализа был в сущности юг же. чш и в предыдущем разделе. Сначала определялись коэффициенты корреляции и регрессионные соотношения по всем массивам целиком, без пространственного разрешения. Получились следующие результаты. ВШу/Вссо ~ 0 75, ВИ|/Вссо = 3 71, Bsohc/Bclo = 2 75 Следующим шагом, как и в предыдущем разделе, было определение двумерных распределений по диску Солнца соответствующих коэффициентов различий Оказалось, что оно достаточно однородно для комбинации "СОУ-ССО" (но имеется особенность в приполярных областях лимба) и комбинации "SOHO ССО" (имеет место плавное симметричное уменьшение R при переходе от центра диска к краю), и очень неоднородно, с ярко выраженной экваториально-полярной асимметрией, ддя комбинации "КП-ССО". Такие выводы подтвердились и результатами соответствующего анализа с разбивкой данных на "экваториальные" и "полярные" сектора

Глава VII основана на работах, выполненных совместно с Р М Верецким, и посвящена теоретической интерпретации некоторых из полученных и изложенных в предыдущих главах результатов магнитографических и Стоксометрических наблюдений ОМП и KM1I Солнца А именно 1) результатов сопоставления магнитографических наблюдений

КМГГ и магнитографических и Стоксометрических наблюдений ОМП в различных спектральных линиях; 2) результатов центро-лимбовых вариаций амплитудной асимметрии 5а и асимметрии площадей 5А V профиля Гтокса линии Fei 1525 02 нм, а также отношения напряженностей R = Bs2j 02^52470 Такая работа стала возможной в результате создания комплекса программ по численному расчёту параметров Стокса заданных спектральных линий в рамках теории переноса поляризованного излучения в среде с магнитным полем в различных модельных предположениях При интерпретации первой группы результатов использовались одномерные расчеты (параграф 7 2) в рамках двухкомпопетттнт.тх моделей (магнитный компонент магнитная силовая трубка, напряженность магнитного поля в которой является свободным параметром, требующим определения, второй компонент -лишенная магнитного поля атмосфера между силовыми трубками)

Сопоставление экспериментальных данных с теоретическими расчётами для комбинаций линий Fei XS2A 70 нм - Fei Х525 02 нм и Fei >.630 15 нм - Fei ?v6320 25 нм применительно к наб.подениям ОМП Солнца приведено на Рис 5 (Рис 7 2.5 в тексте диссертации) Расчеты выполнялись для факельной и сеточной моделей тонкоструктурного магнитного элемента согласно (Solanki, Abtron Astrophys 1986 V 168 Р 311) для различных положений по всему солнечному диску, и загем усреднялись с учётом функции потемнения диска к краю Таким образом, обе комбинации сиектральнык линий дают схожие значения напряженности, около 1 кГс, а некоторое оыичие обусловлено, по-видимому. различием высот образования спектральных линий и 1радиентом напряженное ш машитного поля Тем самым продемонстрирована возможнос!ь диатноешки тонкой структуры магнитных полей Солнца по ею интегральным наблюдениям Этот результат имеет важное значение и для интерпретации наблюдений магнитных полей на звёздах

2400 — 2400 -г- I-г- Т-г -г—' _-

2000 - \\ \ ] \ ч 2000 I -

1600 - \ ч и к 1600 \ -

1200 - ___\\;__- Я 1200 -

800 -V-1 800 -

400 - Д\ ; 1 \ 400 - -

0 — Г _1 1_1- _и ,_ 0 I__^ - I_ 1_и и--1 _

О 0.4 0.8 1.2 1.6 0 0.4 0.8 1.2 1.в 2.0

У525.0 11 ^524.7 у630.2 1 1 -5У630.1

Рис. 5 Сопоставление теоретических расчётов отношений напряженности ОМП Солнца в двух комбинациях спектральных линий с экспериментальными значениями (показаны вертикальными прямыми) Представлены результаты расчётов для факельной (пунктирная кривая) и се I очной (сплошная кривая) моделей тонкоструктурного магнитного элемента Горизонтальные линии проведены через точки пересечения вертикальных прямых с теоретическими кривыми

Аналогичная интерпретация наблюдений КМП показала, что для разных комбинаций линий совпадение экспериментальных и теоретических отношений имеет место для различных значений напряженности в магнитных силовых трубках, но всегда эти напряженности порядка 1000 Гс и больше

На основании таких результатов делается вывод о проявлении в наблюдениях КМП и ОМП Солнца мелкомасштабных магнитных элементов с килогауссовыми напряженностью

Для интерпретации второй группы результатов были выполнены полуторомерные вычисления (расчеты профилей Стокеа при распространении света вдоль нескольких направлений в атмосфере Солнца с последующим усреднением данных) в рамках пространственно сложноефуктурированных моделей Предполагается, что луч зрения может проходить, в зависимости от положения точки наблюдений на диске Солнца, и через магнитные силовые трубки, и через плазму между трубками Причем в пространстве между фубками задавалось определенное поле скоростей, парамефы которого определялись по критерию наилучшего соответствия расчётов и наблюдений Оказалось, что достаточно хорошо удаётся воспроизвести центро-лимбовые вариации амплитудной асимметрии V профиля Стокса при всех расстояниях от центра диска Что касается асимметрии площадей и отношения напряженностей. то вполне удовлетворительное согласие теории и эксперимента имеет место для центра диска Солнца и небольших расстояний от пего, но по мере приближений к лимбу согласие пропадает Делается вывод о необходимости применения боле сложных моделей (двух- и трёхмерных) и, возможно, привлечения других подходов

В ЗАКЛЮЧЕНИИ подводятся основные итоги выполненного исследования Формулируются задачи будущих возможных исследований по тематике диссертации

Основные результаты. определяющие содержание диссертации, представлены в следующих работах, опубликованных в том числе в ведущих международных и российских ("Известия ВУЗов", "Известия РАН", "Астрономический журнал") изданиях

1 Верецкий, Р М , Демидов, М Л Расчет параметров Стокса избранных спектральных линий для задач интерпретации Стоксометрических

наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца // Солнечно-Земная физика 2004. Вып. 6 С 96-98

2 I ригорьев В.М., Демидов М JL, Латушко Т А, Осак Б Ф. Модернизированная система наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца на телескопе СТОП Саянской обсерватории // "Современные проблемы солнечной активное ги" Труды конференции, посвященной памяги М Н Гневышева и А И Оля, 26-30 мая 1997, Главная астрономическая обсерватории. Санкт-Пегербург 1997. С. 313-316

3 Демидов М Л Поляризационные характеристики целостата Иенша // Кинематика и физика небесных тел 1991 Т 7, N6 С 62-70

4 Демидов М JI Проблема нулевого уровня солнечных магнитографов и наблюдения крупномасштабных магнитных полей // Изв ВУЗов Радиофизика 1996 Т 39 N 10 С 1306-1314

5. Демидов М JT Особенности проявления тонкоструктурпых магнитных полей в наблюдениях общего и фонового магнитных полей Солнца // "Современные проблемы солнечной активности" Труды конференции, посвященной памяти МН.Гневышева и Л И Оля, 26-30 мая 1997, Главная астрономическая обсерватории, Санкт-Петербург 1997 С 57-61

6 Демидов М Л. Вариации контура линии Fei Х525 02 нм по дмску Солнца и наблюдения крупномасштабных магнитных полей Ч Изв Крымск астрофиз обсерватории 1998 I 94 С 164-165

7. Демидов М Л Проблема нулевого уровня солнечных магниторафов и наблюдения крупномасштабных магнитных полей // Изв Крымск. астрофиз обсерватории 1998, Г. 94 С 187-189.

8 Демидов МЛ Сопоставление наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца в различных спектральные линиях // Изв. Академии наук Серия физическая. 1998 Т 62, N9 С 1830-1834

9 Демидов, М.Л, Голубева, Е М. Сопоставление саянских наблюдений

40

крупномасштабных магнитных полей Солнца с данными других обсерваторий' предварительные выводы '/ Солнечно-Земная физика 2004 Г 6 С 26-28

10 Демидов МЛ, Гриюрьев ВМ Общее магнитное поле Солнца на веши спада 22-го цикла активности данные Саянской солнечной обсерватории 1993-1996 н // "Современные проблемы солнечной активносга" Труды конференции, посвященной памяти М Н Гневышева и А И.Оля. 26-30 мая 1997. Главная астрономическая обсерватории. Санкт-Петербург 1997 С 62-66

11 Демидов. М Л . Григорьев. В М Крупномасштабные магнитные поля на Солнце//Солнечно-Земная физика 2004 Т 6 С 10 19

12 Демидов М Л , Скоморовский В И Исследование двупреломляющих полимеров на спектрокомпенсаторе // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца М Наука 1982 Вып 60 С 71-75

13 Демидов М Л , Жигалов В В Некоторые погрешности солнечт.тх магнитографов при наблюдениях крупномасштабных магнитных полей, обусловленные эффектами поля зрения электрооптических анализаторов поляризации // Физика Солнца и космическая электродинамика Труды ГАИШ 2001 Т 71 С 223-229

14 Демидов М Л Котов, В А , 1 ригорьев, В М О короткопериодических вариациях глобального магнитного поля Солнца // Изв Крымск астрофиз обе 1990 Т 82 С 147-153.

15 Демидов М Л , Осак Ь Ф , 1 орин В Н О величине и температурной зависимости управляющего напряжения в электрооптических модуляторах солнечных магнитографов V Кинематика и физика небесных тел 1995 Т 11 N4 С 78-87

16 Демидов МЛ, Осак БФ, Горин В И Способ контроля величины четвертьволнового напряжения в электрооптических кристаллах Патент N 2080639 от 27 05 1997

17 Демидов, МЛ, Пещсров, ВС, Жигалов, В.В, Григорьев, ВМ Динамика магнитных элементов, следующая из анализа стоксометрических наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца // Исследования по i еомагнетизму, аэрономии и физике Солнца Изд-воСОРАН 2001. Вьш. 113 С 51-56

18 Демидов М.Л., Верецкий Р.М, Пещеров ВС Окололимбовые наблюдения солнечных магнитных полей в линии Fei 525 022 нм и некоторые вопросы их интерпретации // Солнечно-Земная физика 2004 Вып. 4 С. 17-23.

19 Демидов, М Л, Григорьев, В М Пещеров, B.C. Некоторые результаты исследований магнитного поля Солнца как звезды на основе Стоксометрических наблюдений // Солнечно-Земная физика 2004 Вып 6 С 20-22

20 Демидов М Л, Верецкий Р М, Пещеров В С Особенности пространственного распределения по диску Солнца отношений напряженности магнитных полей в различных комбинациях спектральных линий V Солнечно-Земная физика 2004 Вып 6 С 2931.

21 Демидов, М Л , Голубева, F М , Верецкий, Р М Сравнение саянских измерений крупномасштабных магнитных полей Солнца с данными других обсерваторий: центро-лимбовые и окололимбовые экваториально-полярные вариации // Труды международной Байкальской молодёжной научной школы по фундаментальной фишке VII конференция молодых ученых "Взаимодействие полей и излучения с веществом ". 2004 С. 211-213

22 Демидов М Л, Григорьев, В М., Пещеров В.С Стоксометрические наблюдения общего магнитнот о поля Солнца возможные проявления сильных мелкомасштабных мат нитных нолей /' Астрон. ж 2005 Т 82 N. 7. С. 628-636,

23 Котов, В А., Демидов, М.Л , Григорьев, В М , Ханейчук, В.И , Цап,

Т Т Быстрые периодические флуктуации общего магнитного поля Солнца//Изв Крымск астроф обсерватории 1992 Г 84 С 163-171

24 Котов, В А, Демидов, М JI, Ханейчук, В И. Цап, 'IT О состоятельности измерений Maj ireraoi о ноля Солнца как звезды и его годичная вариация // Изв Крымск астрофт обсерватории 1998 Т 94 С 110-117

25 Котов, В А . Демидов. М Л . Ханейчук, В И , Гри1 орьев. В М . Цап. Т Т 25 лег исследований магнитного поля Солнца как звезды // Изв Крымск асфофиз обсерватории. 1998 Т 94 С 118-122

26 Пещеров. В С , Жигалов, В В . Демидов, М Л . Григорьев. В М . Осак. Б Ф , Латушко, Т А Измерение крупномасштабных магнитных полей Солнца профили параметров Стокса в линиях Fel /., 524 7 нм и Pel X 525 0 нм Ч "Солнечно-земная физика" Труды VII симпозиума по солнечно-земной физике России и стран СНГ Троицк 1999 С 260268

27 Demidov, М L Polarization characteristics of Jensh coelostatH Solar Phys 1991 V 135 P 193-197

28 Demidov M L Variations of the X 525 02 nm Fel line profile o\ er the solar disk and observations of large-scale magnetic fields//Solar Phys 1994 V 153 N 1-2 P. 115-129

29 Demidov, M L Concerning time variations of the global magnetic field of the Sun//Solar Phys 1995. V 159 P 23-27

30 Demidov M L Aspects of the zero level problems of solar magnetographs //SolarPhys 1996 V 164 N1-2 P 381-388

31 Demidov M L On the manifestation of magnetic flux tubes in observations of the mean and background magnetic fields of the Sun // Astronomical society of the Pacific conference series 1998 V 140 P 171-178

32 Demidov VI L What is the true strength of solar large-scale magnetic

fields9 The application of the strength ratio method to different

combinations of spectral lines /'JOSO Annual Report 1998 1999 P 77-78

43

33 Dernidov, M L. The magnetic Sun from different views a comparison of the mean and background magnetic field observations made in different observatories and in different spectral lines // J Astrophys Astron. 2000 V. 21. N3/4. P 209-212.

34, Demidov, M.L., Golubeva, E M Comparison of large-scale solar magnetic fields observed at the Sayan observatory with data of other observatories // Proceed IAU Symp No. 223 "Multi-wavelength Investigations of Solar Activity" (eds AVStepanov, E E.Benevolenskaya, A G.Koso\ichev). 2004 P 617-618.

35 Demidov, M L , Veretsky, R M Stokesmeter observations of large-scale solar magnetic fields in different spectral lines, and diagnostics of fine-structure magnetic elements // Proceed IAU Symp No 223 "Multi-wavelength Investigations of Solar Activity" (eds A V Stepanov, E E Benevolenskaya, A G Kosovichev) 2004 P 211-214

36 Demidov, MI,, 7higalo\, VV Errors of solar magnetographs in large-scale magnetic field observations as caused by field-of-vtew effects of electro-optical polarization analyzers // Астрофизика и физика микромира Материалы Байкальской школы по фундаментальной физике (11-17 октября 1998, г Иркутск) Изд-во Иркутского университета 1998 С. 240-245.

37 Demidov, M.L., Zhigalov, VV Errors of solar magnetographs in large-scale magnetic field observations, as caused by field-of-view effccts of electro-optical polarization analyzers // JOSO Annual report 1998 1999 P 79-80

38 Demidov M L , Veretsky R M A center-to-hmb variation of the magnetic line ratio and the amplitude asymmetry of the Stokes V-profiles. observations and theoretical modeling // Astronomical society of the Pacific conference series 2003 V 286 P 133-138

39 Demidov, M L , Peshcherov, V S , Zhigalov, V V , Grigoryev, V M The dynamics of magnetic elements as deduced from analysis of Stokesmeter

observations of large-scale solar magnetic fields // Astronomical society of the Pacific conference scncs 2001 V 236 P 471-478

40 Demidov, M L , Zhigalov V V , Peshcherov, V S , Grigorycv, V M An investigation of the Sun-as-a-star magnetic field through spectropolarimetric measurements//Solar Phys 2002 V 209 P 217-232

41 Demidov, ML Letunov. AS, Peshcherov, VS, Verelsky Concerning the sources of the Sun-as-a-star magnetic field // in 1st Potsdam Thinkshop on Sunspots and Starspots Poster Proceedings, eds К G Strassmeier and A Washhuettl, 2002. P 37-38

42 Demidov, M L , Zhigalov. V V . Peshcherov, V S , Gngoryev, V M The Sun-as-a-star magnetic field results of Stokesmeter measurements in different spectral lines//COSPAR colloquia series 2002 V 14 P 33-36

43 Demidov M L , Veretsky R M , Peshcherov V S . and Gngoryev, V M Manifestations of small-scale magnetic elements in Sun-as-a-star Stokesmeter observations // Astronomical society of the Pacific conference series 2003 V 286 P 177-184

44 Demidov M I , Veretsky R M . Peshcherov, V S Near-limb observations of solar magnetic fields and some issues of their interpretation // Astronomical society of the Pacific confer series 2003 V 307 P 352-357

45 Gngoryev V M , Demidov M L The solar magnetic "monopole" in activity cycles 19-21//Астроном циркуляр 1988 N1531 P 21-22

46 Gngoryev V VI, Demidov M L The solar magnetic "monopole" in activity cycles 19-21 4 "Solar magnetic fields and corona" Proceedings of the XIII consultation meeting on solar physics (in memory of V E Stepanov)/ Odessa, 25 Sep - 2 Oct 1988 Novosibirsk Nauka 1989 VI P 108-114

47 Gngoryev V M , Demidov. M L Concerning five-minute vanation of the global magnetic field of the Sun //Solar Phys 1991 V 133 P 103-110

48 Gngoryev V M Demidov, M L , Kobanov, N I Instmmental capabilities of the Sayan observatory for the study of oscillatory processes on the Sun // Solar Phys 1991 V 133 P 111-116

49 Grigoiyev, V M, Dcmidov, M L, Skomorovsky, V.I. A polarization-free solar telescope for high-precision observations of large-scale magnetic fields // Солнечные данные. Санкт-Петербург. 1997. С. 128-135.

50 Letunov, A S , Demidov, M L. Polarization characteristics of the horizontal automatic solar telescope (HAST) at the Sayan observatory // Astronomical society of the Pacific conference series 2001. V 236. P. 73-80.

51. Peshcherov VS , Zhigalov V.V., Demidov ML., Grigoryev V.M. Large-scale magnetic fields' the Stokes V-parameter distribution in the lines Fel >t525 0 nm and Fel /.524.7 nm // Материалы Байкальской школы по фундаментальной физике (11-17 октября 1998, г Иркутск) Изд-во Иркутского университета 1998 С 251-256

52 Peshcherov, V S , Zhigalov, V V , Demidov, M L , Grigoryev, V M Large-scale solar magnetic fields the Stokes V-parameter distribution in the line Fel X525.0 nm // JOSO Annual report 1998. 1999. P. 87-88.

53. Peshcherov V.S , Grigoryev V M., Demidov M.L , Zhigalov V.V. Some of the main properties of the fine structure of solar magnetic fields as deduced from low spatial resolution stokesmeter observations at the STOP telescope of the Sayan observatory // Astronomical and Astrophysical Transactions. 2001. V 20 P. 439-444.

54 Veretsky, R M, Demidov, M L. Interpretation of the large-scale solar magnetic field measurements using line-ratio technique //Astronomical society of the Pacific conference series. 2001. V.236. P. 479-484

55 Veretsky R M , Demidov M L Applications of the magnetic line ratio method to magnetographic observations of large-scale solar magnetic fields //COSPAR colloquia series 2002 V 14 P 71-73

56. Zhigalov, V V , Demidov, M L , Peshcherov, V S., Grigoryev, V M Relationship between the mean solar magnetic field strength and Stokes V-parameter distribution // Astron Astrophys Transactions 2001 V 20. P 525-529

Отпечатано в издательском отделе ИСЗФ СО РАН

Заказ Ч 68 от 15 июня 2005 г Объём 46 с Тираж 150 экз

14 9 9

РЫБ Русский фонд

2006^4 8014

АННОТАЦИЯ.

ВВЕДЕНИЕ.

Глава I. МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ НА ЗВЁЗДАХ И НА СОЛНЦЕ И ОСНОВНЫЕ СВЕДЕНИЯ О МЕТОДАХ ИХ ДИАГНОСТИКИ

Параграф 1.1. Роль магнитных полей в астрофизике.

Параграф 1.2. Поляризованный свет и способы его описания. Эффект Зеемана и перепое поляризованного излучения в среде с магнитным полем.

Параграф 1.3. Основные сведения о принципах поляриметрических измерений.

Глава II. КРУПНОМАСШТАБНЫЕ МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ НА СОЛНЦЕ. ОБЗОР

Параграф 2.1. Основные этапы исследований солнечного магнетизма.

Параграф 2.2. КМП и вопросы внутреннего строения Солнца.

Параграф 2.3. Временные вариации КМП на различных масштабах времени.

Параграф 2.4. Связь КМП Солнца с некоторыми другими параметрами.

Параграф 2.5. Актуальные задачи будущих исследований.

Глава III. СОЛНЕЧНЫЙ ТЕЛЕСКОП ОПЕРАТИВНЫХ ПРОГНОЗОВ САЯНСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ И НЕКОТОРЫЕ ИНСТРУМЕНТАЛЬНО-МЕТОДИЧЕСКИЕ АСПЕКТЫ ПРЕЦИЗИОННЫХ ПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКИХ

НАБЛЮДЕНИЙ

Параграф 3.1. Конструкция Солнечного телескопа оперативных прогнозов Саянской обсерватории. Этапы развития регистрирующей и управляющей аппаратуры.

Параграф 3.2. Исследование поляризационных характеристик Йенш-целостата

3.2.1. Введение.

3.2.2. Основные сведения из теории металлооптики.

3.2.3. Основные сведения по геометрии Йенш-целостата.

3.2.4. Определение углов падения и углов поворота в Йеншцелостате.

3.2.5. Результаты.

Параграф 3.3. Величина и температурная зависимость управляющего напряжения в электрооптическом кристалле анализатора поляризации

3.3.1. Обоснование актуальности проблемы.

3.3.2. О способе определения величины управляющего напряжения.

3.3.3. Результаты.

Глава IV. НЕКОТОРЫЕ АСПЕКТЫ ПРОБЛЕМЫ НУЛЕВОГО УРОВНЯ В НАБЛЮДЕНИЯХ КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ СОЛНЦА

Параграф 4.1. Вводные замечания.

Параграф 4.2. Некоторые сведения из предыстории проблемы.

Параграф 4.3. О роли объектива и аберраций спектрографа в проблеме нулевого уровня.

Параграф 4.4. О роли ошибок поля зрения электрооптических анализаторов поляризации в проблеме нулевого уровня.

Глава V. ИССЛЕДОВАНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА КАК ЗВЕЗДЫ

Параграф 5.1. Актуальность исследований магнитного поля Солнца как звезды.

Параграф 5.2. Результаты магнитографических наблюдений ОМП Солнца между эпохами максимумов 22-го и 23-го циклов активности

5.2.1. Некоторые методические результаты.

5.2.2. Статистические сведения о саянских наблюдениях ОМП Солнца, сопоставление их с данными других обсерваторий.

5.2.3. Сопоставление саянских наблюдений ОМП Солнца, выполненных в различных спектральных линиях: указание на возможное проявление магнитных полей с напряженностью ~ 1 кГс.

5.2.4. Проблема наблюдений быстрых временных вариаций ОМП Солнца.

Параграф 5.3. Исследование общего магнитного поля Солнца на основе спектрополяриметрических наблюдений

5.3.1. Преимущества Стоксометрических наблюдений ОМП Солнца.

5.3.2. Зоны формирования сигнала ОМП.

5.3.3. Сопоставление наблюдений ОМП в различных спектральных линиях.

5.3.4. Параметры асимметрии V- профилей Стокса.

5.3.5. Сопоставление саянских стоксометрических измерений ОМП Солнца с данными Солнечной обсерватории им. Дж. Уилкокса.

Глава VI. ИССЛЕДОВАНИЕ КРУПНОМАСШТАБНЫХ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ

СОЛНЦА

Параграф 6.1. Магнитографические наблюдения крупномасштабных магнитных полей Солнца в различных спектральных линиях и их анализ.

Параграф 6.2. Вариации контура линии Fel X 525.02 нм по диску Солнца и наблюдения крупномасштабных магнитных полей

6.2.1. Актуальность проблемы.

6.2.2. Предварительные оценки.

6.2.3. Методика наблюдений.

6.2.4. Результаты.

6.2.5. Выводы.

Параграф 6.3. Стоксометрические исследования крупномасштабных магнитных полей Солнца. Пространственное распределение по диску Солнца параметров асимметрии V профиля Стокса линии

Fel X 525.02 нм.

Параграф 6.4. Сопоставление наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца, выполненных в различных спектральных линиях и различных обсерваториях

6.4.1. Проблема корректирующего коэффициента для наблюдений магнитных полей в линии Fel Я.525.02 нм.

6.4.2. Особенности пространственного распределения по диску Солнца отношений напряженности магнитных полей в различных комбинациях спектральных линий в области линии Fel Я.525.02 нм.

6.4.3. Сопоставление саянских наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца с данными других обсерваторий.

Глава VII. ДОСТИЖЕНИЯ И ПРОБЛЕМЫ ТЕОРЕТИЧЕСКОЙ ИНТЕРПРЕТАЦИИ НАБЛЮДЕНИЙ ОБЩЕГО И КРУПНОМАСШТАБНЫХ

МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ СОЛНЦА

Параграф 7.1 Вводные замечания.

Параграф 7.2 Двухкомпонентиый одномерный подход к интерпретации отношений напряжённости.

Параграф 7.3 Двухкомпонентиый полуторомерный подход к интерпретации центро-лимбовых вариаций отношений напряжённости и параметров асимметрии V-профилей Стокса.

В части работы, посвященной исследованиям КМП Солнца, приведены примеры магнитографических и Стоксометрических наблюдений, продемонстрирована актуальность учёта (на примере линии Fel А.525.02 нм) при калибровке реального контура спектральной линии в месте наблюдений; сопоставлены данные наблюдений в различных спектральных линиях; исследовано (па примере линии Fel >.525.02 нм) пространственное распределение по диску Солнца параметров асимметрии V профилей Стокса (асимметрия амплитуд и площадей, относительные смещения I и V контуров); сопоставлены Саянские измерения КМП с данными других обсерваторий; обнаружено явление существенной неоднородности в распределении по диску Солнца коэффициентов различия в некоторых комбинациях спектральных линий и обсерваторий.

Наконец, приведены результаты теоретической интерпретации некоторых из полученных экспериментальных результатов: в рамках концепции двухкомпонентных моделей с привлечением теории переноса поляризованного излучения в сложноструктурированной среде, моделируются магнитографические и Стоксометрические наблюдения в различных спектральных линиях, в том числе центро-лимбовые вариации отношения папряженностей в линиях Fel Х525.02 нм и Fel Х524.70 нм R = В525.02/В524.70, а также данные об асимметрии V-профилей Стокса, показано, что использованные модели и методы расчётов способны воспроизвести данные наблюдений лишь частично.

Диссертация состоит из введения, семи глав основного материала, заключения, выражения благодарностей, биографической справки автора, списка литературы. Её объём составляет (шрифт 12 пт, основной текст — интервал 1.5, список литературы -интервал 1.0) 313 стр., включая 109 рисунков и 15 таблиц. 481 наименование библиографических источников на 26 стр.

6.2.5. Выводы

Итак, представленные выше экспериментальные результаты показали, что вариации параметра К могут составлять 25 и более процентов в зависимости от положения па диске Солнца. При этом оказалось, что в распределении К по диску, наряду с плавным уменьшением к лимбу, имеют место довольно значительные локальные вариации. Сопоставление этих вариаций с распределением магнитных полей на магнитограмме показало, что они совпадают с областями повышенной концентрации магнитного потока. Разделив два эффекта - "центр -лимб" и локальные влияния магнитного поля, удалось получить эмпирическую формулу, приблизительно описывающую распределение по диску Солнца параметра К (а значит, и крутизны крыльев контура линии Fel Л525.02 им):

К(г,В) = К(г) + Kq (В) (6.2.5) где первый и второй члены в правой части описываются соответственно формулами (6.2.3) и (6.2.4).

Ввиду ограниченности использованного материала, вряд ли стоит в настоящее время рекомендовать использовать формулу (6.2.5) для коррекции всех наблюдений магнитограмм. К полученным результатам следует, по-видимому, относиться как к данным, указывающим на величину неопределённости, с какой приходится иметь дело в сложившейся практике магнитографических наблюдений КМП по причине влияния рассмотренного явления. Хотя использование информации о контуре линии в конкретной точке наблюдений, т.е. осуществление фактически непрерывной калибровки, является целесообразным.

Наиболее сложным вопросом является интерпретация изменений контура линии в областях с сильным магнитным полем. В этом случае на контур линии действуют несколько факторов, влияние которых сложно разделить. Наиболее интересным и перспективным было бы определение, с использованием информации о вариациях контура, величины магнитного потока. Эта идея была одним из первоначальных стимулов к выполнению данной работы. К сожалению, однако, как показывают и полученные результаты, с использованием одной линии однозначно это сделать не представляется возможным. Большего прогресса, вероятно, можно добиться, если использовать в наблюдениях несколько линий с различной магнитной чувствительностью (т.е. использую идеологию метода Робинсона [Robinson et al.,1980; Robinson, 1980; Marcy, 1984].

Косвенным следствием полученных результатов об ощутимой зависимости контура линии Fel А.525.02 нм от параметров магнитного поля на диске Солнца является то, что при интегральных наблюдениях Солнца характеристики линии должны показывать определенную связь с уровнем солнечной активности и распределением её по поверхности (обсуждение некоторых аспектов этого вопроса можно найти в цитируемых в [Demidov, 1994] работах, а также в статьях [Livingston et al., 1991; Hall and Lockwood, 1998; Hall and Lockwood, 2000]. В частности, весьма многообещающими представляются результаты работ [Hall and Lockwood, 1998; Hall and Lockwood, 2000] по анализу эквивалентных ширин ряда спектральных линий в спектре Солнца как звезды, показывающие как циклические изменения, так и изменения, обусловленные (даже в период минимума активности) вращением Солнца. Естественно, исследования в этом направлении представляют значительный интерес не только для физики Солнца, но и для проблем мониторинга активности на звёздах.

6.3. Стоксомстрические исследования крупномасштабных магнитных полей Солнца. Пространственное распределение по диску Солнца параметров асимметрии V профиля Стокса линии Fel А, 525.02 нм

В данном и последующих параграфах диссертации будет продолжено изложение результатов исследований крупномасштабных магнитных полей Солнца, но основанных на использовании уже не магнитографических, а гораздо более информативных Стоксометрических наблюдений, получаемых на телескопе СТОП Саянской обсерватории. Прежде всего, продолжая начатую в предыдущей главе на примере наблюдений ОМП тематику исследований асимметрии V профилей Стокса спектральных линий, обратимся к анализу таких параметров, имеющих важное диагностическое значение, применительно к наблюдениям КМП в линии Fel А525.02 нм (данные в других линиях пока не обработаны и составят, по-видимому, предмет будущих исследований).

Имеет смысл напомнить (см. параграф 5.3 и Рис.5.3.11), что для количественной характеристики асимметрии V-профилей Стокса используются следующие параметры: амплитудная асимметрия 5а = (аь-Ьг)/(аь+аг); асимметрия площадей 5А = (Аь-Аг)/(Аь+Аг), где аь и аг- амплитуды, Аь и Аг - площади соответственно синего и красного крыльев; доплеровское смещение Vzc, определяеемое как разность длин волн между минимумом I-профиля и точкой пересечения V-профилем нулевого уровня. В настоящее время принято считать, что данные параметры (их отличие от нулевых значений) являются средством диагностики динамических процессов, происходящих при образовании поляризованного излучения в средах с неоднородными характеристиками магнитного поля и лучевых скоростей. Анализу параметров асимметрии профилей Стокса в различных солнечных образованиях и исследованию причин, их вызывающих, посвящено достаточно большое число работ [Grigoryev and Kats, 1975; Illing et al., 1975; Auer and Heasley, 1978; Павлов и Шибанов, 1978; Solanki, 1986; Stenflo et al., 1987(a); Stenflo et al., 1987(b); Solanki and Pahlke, 1988; Pantellini et al., 1988; Solanki, 1989; De-genhardt and Kneer, 1992; Buente et al., 1993; Grossman-Doerth et al., 1996; Martinez Pillet et al., 1997; Sanchez Almeida, 1998; Bellot Rubio et al., 1999; Steiner, 1999; Grossman-Doerth et al., 2000; Sigwarth, 2001, Sanchez Almeida et al., 2003(a)], причём впервые на важное значение градиента лучевой скорости указано в [Grigoryev and Kats, 1975].

Одним из интереснейших результатов некоторых из указанных выше работ явился вывод о том, что с уменьшением напряженности магнитного поля в точке наблюдения, амплитуды параметров 5а, 5А, и Vzc значительно возрастают. Если полученный результат не есть следствие возрастания шумов измерений при малых сигналах (а есть веские аргументы, что это не так), то его интерпретация представляет собой интересную физическую задачу.

Поэтому, естественно, важно выяснить, как в этом отношении ведут себя эти параметры при наблюдениях экстремально малых напряженностей магнитного поля, например таких, какие имеют место при наблюдениях ОМП и КМП Солнца. В настоящем параграфе, основанном па работах [Demidov et al., 2001; Демидов и др., 2001; Peshcherov et al., 2001], для этой цели используются Стоксометрические наблюдения (I и V параметров Стокса) КМП, выполненные на телескопе СТОП Саянской обсерватории в период с 1 апреля по 30 ноября 1999 г. Поскольку практика наблюдений показала, что V-профили могут иметь самые разнообразные формы - от "классических" до самых "экзотических", то выполнялась предварительная селекция V-профилей. При этом использовалась такая же методика, как и при анализе Стоксометрических наблюдений ОМП: каждый профиль аппроксимировался полиномом 5-ой степени и отбраковывался, если: а) число пересечений нулевого уровня больше одного; б) амплитуда хотя бы одного из крыльев V/Ic < 2х 10"4. В итоге при наблюдениях КМП (использовано 120 записей, часть из которых по погодным условиям охватывает не весь диск Солнца, а только его часть) из первоначальных 31752 V-профилей для последующего анализа было отобрано 19727 контуров.

Гистограммы для доплеровских смещений Vzc приведены на левой панели Рис. 6.3.1 отдельно для положительной, отрицательной полярностей магнитного поля, и без разделения полярностей. Такой анализ скоростей имеет смысл для выяснения важного вопроса о возможной зависимости скорости от знака магнитного поля. Указание на существование такой зависимости было получено, в частности, в [Sigwarth et al., 1998]. Согласно нашим данным, однако, существенная зависимость скорости от полярности магнитного поля (помимо различия в числе профилей) отсутствует. При этом обращает на себя внимание большой разброс в значениях скорости, вплоть до нескольких км/с. Средняя скорость опускания вещества в среде, ответственного за формирование V профиля (если считать, что именно этим эффектом обусловлено отличие Vzc от пуля) составляет 322 (±8) м/с. Следует, впрочем, отметить, что использованные при построении Рис. 6.3.1 значения Vzc (как и в последующем при анализе их распределения по диску Солнца) получены без коррекции за голубое конвективное смещение 1-профилей.

800

400

1 1 ' . 1 В(±) Vzc= 2В(-) Vzc= -ЗВ(+) Vxc- I 1 322 (±8) 3-15 (±11) 294 (±12) 1 1 ' ' ' Д IN(±) = \ EN(-) = 2.1 £N(+) = 1 ' 19727 " 10986 8741

J з\\л —

- г— I' 1 ' —

1000 800 600 Z400 200

1 | I 1 1 5а = 0.018 ±0.001 ' 1 1 1 1 Asa

5А =-0.02-1+ o.ooi 1

- скоба =o.i69 1 А

- СКОбА= 0.17-1 fj l\

- J \\5а "

- , 1 , 1 . 1 1 1 1 .

-6000 -4000 -2000

2000 4000 6000 -0.6 -0.4

Vzc, м/с

-0.2 0 0.2 Асимметрия

0.4 0.6

Рис. 6.3.1. Левая панель: гистограммы доплеровских смещений (параметра Vzc), построенные отдельно для положительной и отрицательной полярностей магнитного поля, и без разделения на полярности. Правая панель: гистограммы амплитудной асимметрии (8а), и асимметрии площадей (8А).

Гистограммы параметров асимметрии 8а, 8А приведены на правой панели Рис.6.3.1. Из рассмотрения этих рисунков прежде всего следует вывод о наличии довольно значительной асимметрии в распределениях, т.к. положения максимумов ощутимо отличаются от средних значений. В целом же наши данные подтверждают ранее известный результат о преобладании, в среднем, на Солнце положительной (голубой) асимметрии V-профилей.

Сопоставление значений 8а и Vzc приведено на Рис. 6.3.2. Из его рассмотрения с очевидностью следует вывод об отсутствии существенной зависимости между этими величинами. На Рис. 6.3.3 представлена зависимость Vzc от модуля напряженности В магнитного поля. Такой же результат получается (ограничимся констатацией факта без приведения соответствующих графиков) и при анализе зависимости от модуля В параметров 8а и 8А. Таким образом, как и в случае ОМП (см. Рис. 5.3.13), имеет место значительное возрастание амплитуд параметров асимметрии при уменьшении напряженности магнитного поля В. Аргументы в пользу статистической достоверности такого результата приведены при обсуждении Рис. 5.3.13.

Возможное объяснение такого явления предложено В.М.Григорьевым (в частной беседе с автором диссертации при обсуждении результатов работы [Павлов и Шибанов, 1978]) и сводится к предположению, что при слабых магнитных полях можно ожидать больших амплитуд и градиентов лучевых скоростей (нет стабилизирующего влияния магнитного поля) и, как следствие, больших значений параметров асимметрии. Это объяснение не требует обращения к гипотезе тонкострук-турпых магнитных элементов (магнитных силовых трубок), по носит пока качественный характер. Было бы желательно проверить такую возможность аналитически или численными расчётами. Возможно, тогда при этом придётся столкнуться с проблемой, как при слабом поле обеспечить значительные градиенты магнитного поля, играющие такую же важную роль в формировании асимметрии, как и градиенты лучевой скорости.

Другое возможное объяснение (которое в большей степени разделяет и автор диссертации) высказывается в [Sigwarth et al., 1999] и базируется, наоборот, на предположении существования активных динамических процессов (и результатах их компьютерного моделирования [Steiner, 1999]) в магнитных силовых трубках и их окрестностях. Изменение (уменьшение) параметров асимметрии профилей Стокса по мере увеличения регистрируемой напряженности магнитного поля интерпретируется при этом как следствие усреднения вкладов отдельных трубок (для каждой из которых в разные моменты времени параметры асимметрии могут достигать больших значений) по мере увеличения фактора заполнения. Допускается также, что увеличение фактора заполнения может изменять физические условия атмосферы Солнца, например, уменьшить скорости конвективных течений и, соответственно, уменьшить зависящие и от скорости параметры асимметрии.

В [Grossman-Doerth et al., 1996] высказано предположение, что уменьшение параметров асимметрии с увеличением фактора заполнения может быть обусловлено увеличением диаметра силовых трубок и, как следствие, уменьшением относительного вклада в образование спектральных линий областей с сильным расширением границ таких трубок (эффект покрывала -"canopy effect"). Именно такие области, ввиду наличия в них больших градиентов магнитного поля и скорости, оказывают определяющее влияние на формирование асимметричных профилей Стокса.

Подводя некоторый итог дискуссии по затронутому вопросу, можно констатировать, что пока нет окончательных аргументов в пользу того или иного однозначного объяснения наблюдаемой зависимости параметров асимметрии от напряженности магнитного поля. Необходимы дополнительные исследования. Возможно, и скорее всего, имеет место сочетание различных факторов. Представляется чрезвычайно полезным расширить список спектральных линий, для которых имеется экспериментальный материал и теоретические расчёты, новыми линиями, с различными факторами Ландэ и другими атомными параметрами.

0.4

0.2 cS tO 0

-0.2

-0.4

1 • • • У * **» VH 1 • — • • ¥ ' •4* Нац>

•: те • ^ / ••• • 1 1.1*. £?* * • fc.v. • • • 1 1 1 1 1

-4000 -2000 0 2000 4000 VIC, м/с

Рис. 6.3.2. Зависимость амплитудной асимметрии V-профилей Стокса (8а) от величины относительного смещения (Vzc ) V и I профилей. Результаты наблюдений крупномасштабных магнитных полей в линии Fel А525.02 нм.

4000 2000 0

-2000 -4000

0 2000 4000 6000 8000 |В|,мкТ

Рис. 6.3.3. Зависимость параметра Vze от модуля напряженности магнитного поля В.

Результаты наблюдений крупномасштабных магнитных полей в линии Fel А525.02 нм.

Рис. 6.3.4. Распределение по диску Солнца амплитудной асимметрии (верхняя панель) V профиля Стокса линии Fel А.525.02 нм и ошибок определения этого параметра.

-0.30

ОШИБКА 8 А

0.10

0.05

U 0.00

Рис. 6.3.5. Распределение по диску Солнца асимметрии площадей (верхняя панель) V профиля Стокса линии Fel А.525.02 нм и ошибок определения этого параметра.

О 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 U U И

Рис. 6.3.6. Верхняя панель: карты распределений по диску Солнца усредненных параметров Vzc, 6а и 5А. Нижняя панель: зависимости параметров Vzc, 5а и 5А от ц =cosG.

Помимо вышеизложенных общестатистических характеристик анализируемых параметров Vzc, 8а и 5А, естественный интерес представляет рассмотрение их распределения по диску Солнца. Соответствующие усреднённые карты представлены в верхних панелях на Рис.6.3.4 для амплитудной асимметрии 8а и на Рис. 6.3.5. для асимметрии площадей 8А. В нижних панелях рисунков показаны карты распределения ошибок соответствующих параметров. Хотя на рисунках и видны отдельные локальные искажения, в целом распределения достаточно однородны и показывают плавное изменение от положительных значений в центре диска к отрицательным на лимбе. Заметной асимметрии распределений в разных направлениях (экватор-меридиан) не наблюдается. Соответствующие графики центро-лимбовых вариаций параметров Vzc, 8а, 8А как функций jj.=cos9, где 0 -гелиоцентрический угол, представлены на нижней панели Рис.6.3.6. Обращает на себя внимание схожее изменение параметров 8а и 8А. Оба параметра положительны в центре диска, переходят через ноль при ц= 0.65 (8а) иц = 0.80 (8А), и принимают большие отрицательные значения в лимбовой зоне. Параметр Vzc по нашим данным остаётся положительным практически на всём диске, за исключением узкой лимбовой зоны, начиная с ц. = 0.35.

Таким образом, наши результаты в отношении параметра Vzc находятся в определённом противоречии с данными работы [Stenflo et al., 1987(a)], в которой сделан вывод об отсутствии значительных систематических скоростей опускания в магнитных элементах. Но они соответствуют более поздним работам, в которых показано существование таких скоростей. Такой же вывод- соответствие наших данных работам последнего времени, - справедлив и в отношении центро-лимбовых вариаций параметров 8а и 8А. Действительно, согласно Рис.6 [Stenflo et al., 1987(a)] параметры 8а и 8А изменяются с cos0 различным образом, 8а даже не меняет знак. Наоборот, согласно [Gross-mann-Doerth et al., 1996], как и в наших данных, ход изменения с ц параметров 8а и 8А подобен и смена знаков происходит при близких к нашим значениях (д. Наиболее вероятной причиной расхождения результатов [Stenflo et al., 1987(a)] с более современными исследованиями, является специфический выбор объектов наблюдений и невысокое временное разрешение.

Естественно, представляется интересным сопоставить приведённые выше наши данные с результатами других исследований. Такое сопоставление (оставляя без рассмотрения вопрос о влиянии пространственного разрешения) приведено в Таблице 6.3.1.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В физике Солнца как, по-видимому, и в любой другой точной науке, при получении экспериментальных результатов сочетаются по крайней мере два подхода. С одной стороны, идёт накопление длительных временных рядов наблюдений. С другой стороны проводятся разовые эксперименты, при надлежащей постановке приводящие порой к интересным результатам. Естественно, для обоих подходов важным элементов является интерпретация обнаруженных явлений в рамках определённых моделей, уже существующих или вновь разработанных. Сказанное справедливо и для результатов исследований, представленных в данной диссертации.

С одной стороны, в ней излагаются результаты многолетних исследований общего магнитного поля (ОМП) Солнца как звезды, представляющих существенную значимость в основном при анализе больших массивов. С другой стороны, в ней приводятся результаты относительно кратковременных экспериментов: анализ быстрых вариаций ОМП, магнитографические измерения вариаций контура линии Fel А.525.02 нм по диску Солнца, эксперименты по проблематике инструментальной поляризации и нулевого уровня. Кроме того, часть результатов получена из анализа данных промежуточного характера, когда использовались результаты многих наблюдений (например, магнитограммы крупномасштабных магнитных полей (КМП) в различных спектральных линиях), но задачи анализа временных изменений не ставилось. Нашли отражение в диссертации и результаты попыток теоретической интерпретации полученных результатов. Существенное место в работе занимает исследование инструментальных и методических вопросов, без решения которых получение данных, заслуживающих доверия, было бы просто не возможно.

По-видимому, справедливо утверждение, что в науке нет "неинтересных" тем. Часто имеют место ситуации, когда результаты, не представляющие первоначально, казалось бы, особого значения, формируют в последующем принципиально новые направления науки. Один из таких примеров, открытый Майклом Фарадеем закон электромагнитной индукции. Или ситуации, когда результаты кропотливых рутинных измерений, например, координат звёзд (или более близкий к проблематике диссертации случай измерений координат солнечных пятен, скажем, на Гринвичской обсерватории или обсерватории Ко дай Канал) приобретают со временем всё возрастающую ценность.

Исследования магнитных полей на Солнце (как и в астрофизике в целом) актуальными были всегда с момента открытия эффекта Зеемана, и всегда таковыми будут оставаться. И автор диссертации благодарен судьбе, что она дала ему возможность заниматься столь интересными проблемами. Такие исследования начались ещё в студенческие годы во время учёбы в Казанском государственном университете. Моя курсовая и дипломная практики проходили в Крымской астрофизической обсерватории (одном из ведущих в то время мировом астрономическом центре). Итогом работы в основном в этом направлении на продолжении приблизительно 10 лет в Институте солнечно-земной физики (до 1992 г. Сибирский институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн) в Иркутске явился ряд научных публикаций, на основе которых в 1989 г. в Главной астрономической обсерватории в Пулково, Санкт-Петербург (тогда г. Ленинград) была защищена кандидатская диссертация на тему "Исследование глобального магнитного поля и осцилляций Солнца". Итогом работы в последующие годы явилась данная диссертация.

Наиболее интересные из представленных в диссертации результатов были получены на основе Стоксометрических измерений, что стало возможным после оснащения (в котором автор диссертации принимал активное участие) телескопа СТОП Саянской солнечной обсерватории в 1998 г. новым комплексом аппаратуры на основе ПЗС-линейки. Однако, результаты прежних исследований, когда СТОП работал в магнитографическом режиме, отнюдь не утратили своей актуальности, пополнив надёжными сведениями имеющиеся в мировом научном арсенале сведения о солнечном магнетизме.

Если попытаться подвести итоги выполненной и представленной в диссертации работы, то они (не останавливаясь на моментах обще-астрофизического и обзорного характера) могут быть сведены к следующим положениям: 1. Прежде всего, тщательно рассмотрены и решены многочисленные проблемы инструментальной поляризации и нулевого уровня поляриметрических систем, важнейших для проведения прецизионных магнитографических и Стоксометрических измерений. А именно, исследованы поляризационные характеристики Йенш-целостата, используемого на телескопе СТОП Саянской обсерватории; предложен и реализован высокоточный способ определения величины управляющего напряжения в электрооптических анализаторах круговой поляризации, на примере одного из DKDP кристаллов исследована температурная зависимость такого напряжения; определены поляризационные характеристики (двупреломление, изоклины) линзового объектива, используемого на СТОП; продемонстрировано существенное влияние объектива, аберраций спектрографа и ошибок поля зрения электрооптических анализаторов поляризации на формирование ложных сигналов. Сделан вывод, что хотя можно оценить различные механизмы, актуальные для проблемы нулевого уровня, устранить их практически невозможно, поэтому необходим эффективный контроль и редукция положения такого уровня.

2. Приведены некоторые наиболее существенные методические аспекты наблюдений ОМП на СТОП и некоторые основные результаты его исследований. В частности, сопоставлены измерения ОМП, выполненные с использованием различных методов контроля нулевого уровня (по немагнитной линии Fel Х512.37 нм и в рабочей линии Fel Х525.02 нм с помощью полуволновой фазовой пластинки), а также с объективом и без объектива, - и показано, что измеряемые напряженности существенно зависят от способа контроля нулевого уровня (способ с фазовой пластинкой предпочтительней). Объектив сильно влияет на положение нулевого уровня, но практически не влияет на измеряемые напряжённости ОМП.

Определены статистические среднегодовые характеристики ОМП для 1993-1997 гг., показано изменение средней напряженности с циклом активности. Результаты сопоставления магнитографических и Стоксометрических измерений в разных спектральных линиях выявили статистически значимые различия, разные для разных комбинаций спектральных линий. Сравнение наблюдений ОМП в Саянской и Станфордской обсерваториях показало хорошее соответствие в одни годы, и наличие ощутимых различий в другие. На примере случая с поставкой в ИНТЕРНЕТ ошибочных измерений ОМП обсерваторией в Станфорде, продемонстрирована важность обладания независимой информацией. Исследована проблема короткопериодических вариаций напряженности и показано, что колебания с некоторыми периодами, в частности около 80 минут, являются, по-видимому, реальными. Оценка, по Стоксометрическим данным, вклада различных зон солнечного диска в формирование сигнала ОМП показала преобладающее влияние центральных областей диаметром около половины полного диаметра диска. Исследованы параметры асимметрии V профилей Стокса некоторых линий.

3. Приведены результаты магнитографических и Стоксометрических наблюдений КМП Солнца: продемонстрировано (на примере линии Fel Х525.02 нм), что учёт реального контура спектральной линии в месте наблюдений может привести к корректировке напряженпостей до 20%; определены коэффиценты отличия при сопоставлении наблюдений в различных спектральных линиях; исследовано (на примере линии Fel Х525.02 нм) пространственное распределение по диску Солнца параметров асимметрии V профилей Стокса (асимметрии амплитуд и площадей, относительных смещений I и V контуров); сопоставлены измерения магнитных полей в Саянской, Станфордской, Маунт Вилсоповской обсерваториях и данные SOHO/MDI, обнаружено явление существенной неоднородности в распределении по диску Солнца коэффициентов различия в некоторых комбинациях спектральных линий и обсерваторий. Отмечается, что этот результат имеет важное значение для актуальных задач расчета параметров межпланетного магнитного поля.

4. Приведены результаты теоретической интерпретации некоторых из полученных экспериментальных результатов. Сопоставление экспериментальных отношений напряжённостей ОМП и КМП в различных комбинациях спектральных линий с результатами расчётов соответствующих параметров Стокса интерпретируется как проявление преобладающего влияния магнитных силовых трубок с килогауссовыми напряженностями. Для интерпретации центро-лимбовых вариаций амплитудной асимметрии и асимметрии площадей V профиля Стокса линии Fel Х525.02 нм, а также отношения напряжённостей в этой линии и в линии Fel Х524.70 нм, использованы расчёты в рамках 2-х компонентных моделей, предполагающих наличие магнитных силовых трубок и среды без магнитного поля между ними с определённой структурой конвективных течений. Показано, что такие модели и использованные методы расчёта способны хорошо воспроизвести данные наблюдений амплитудной асимметрии на всём диапазоне гелиоцентрических расстояний, и лишь ля областей вблизи центра диска для асимметрии площадей и отношения напряженностей. Сделан вывод о необходимости дальнейших усилий по совершенствованию как модельных предположений о строении солнечной атмосферы и магнитных полей в ней, так и вычислительных методов.

Конечно, многие проблемы ОМП и КМП Солнца, как и солнечного магнетизма в целом, ещё ждут своего решения. При этом автору диссертации актуальными видятся следующие направления исследований. Важной задачей является измерение не только продольных магнитных полей, но и поперечных, т.е. определение полного вектора магнитного поля. Определённый задел в этом направлении на СТОП уже имеется, но необходимы дальнейшие инструментально-методические проработки и наблюдения. В связи с недавно обнаруженной связью короткопериодических вариаций напряженности ОМП с явлениями корональных выбросов масс, необходимы дальнейшие длительные непрерывные ряды наблюдений ОМП и решеиие инструментально-методических проблем, сопровождающих такие наблюдения. Важны такие исследования и в гелиосейсмологическом аспекте.

Интересных физических результатов можно ожидать от анализа наблюдений ОМП и КМП в разных спектральных линиях и разных обсерваториях на разных фазах солнечного цикла. При этом целесообразно не ограничиваться теми спектральными линями и обсерваториями, которые были использованы в диссертации, а добавить новые. Было бы чрезвычайно интересно использовать для спектрополяриметрических измерений эшельный спектрограф, регистрируя на ПЗС матрице или на нескольких ПЗС линейках, информацию о распределении параметров Стокса одновременно в большом количестве спектральных линий. Несмотря на очевидные проблемы, которые неизбежно встанут на пути практической реализации данной задачи, с учётом уже имеющегося опыта таких экспериментов при наблюдениях магнитных полей на звёздах, она вполне осуществима.

ВЫРАЖЕНИЕ БЛАГОДАРНОСТЕЙ

Данное исследование было бы просто невозможно без участия, в разной степени и в разное время, большой группы людей. Без поддержки и терпения моей семьи, которой я уделял, к сожалению, гораздо меньше времени, чем она того заслуживала. Но всегда находились срочные, не терпящие отлагательства дела на работе, будь то в институте в Иркутске, или в обсерватории в Мондах. К сожалению, никогда не увидит (а как она этого хотела!.) этой диссертации моя любимая жена, так рано и так несправедливо ушедшая из жизни. Именно ей я посвящая данную работу.

Персонально хотелось бы выразить благодарности следующим людям:

Г.А.Васильевой - за содействие в выполнении наблюдений на СТОП.

К.П.Волкову - в основном за разработку программ по спектральному анализу временных вариаций ОМП. Р.М.Верецкому - за разработку программ расчёта параметров Стокса и творческое участие в подготовке статей по интерпретации Стоксометрических наблюдений.

Е.М.Голубевой - за активное и творческое участие в работах по сопоставлению наблюдений магнитных полей Солнца в различных обсерваториях. В.И.Горину (посмертно)- за участие в техническом обеспечении СТОП, за разработку устройства для цифровой индикации температуры и управляющего напряжения анализаторов поляризации. В.М.Григорьеву - за личную поддержку, за оказанное содействие в техническом обеспечении СТОП, за плодотворное обсуждение многих научных, методических и инструментальных проблем. В.В.Жигалову - за участие в работах по оценке смещений нулевого уровня магнитографов при наблюдениях крупномасштабных магнитных полей Солнца, вызванных ошибками поля зрения электрооптических анализаторов поляризации, за активное участие в разработке программного обеспечения для управления аппаратурой СТОП при его работе в Стоксометрическом режиме, для получения наблюдений и их обработки.

В.А.Котову (Крымская астрофизическая обсерватория) - за содействие в первых шагах автора диссертации в науке, ставших по-настоящему хорошей школой на всю жизнь, за многочисленные обсуждения научных, и не только, проблем.

Т.А.Латушко - за участие в разработке программного обеспечения для систем управления СТОП и обработки информации, за содействие в обработке результатов наблюдений.

В.Н.Обридко (ИЗМИРАН, г. Москва)- за обсуждение проблем физики Солнца, в том числе наблюдений крупномасштабных магнитных полей.

Б.Ф.Осаку (посмертно) - за разработку электронных систем СТОП, за техническое обеспечение телескопа на протяжении многих лет, за многочисленные обсуждения проблем физики Солнца, астрофизики, истории, политики, литературы, поэзии.

В.С.Пещерову — за то, что после смерти Б.Ф.Осака СТОП остаётся в работоспособном состоянии почти исключительно благодаря его усилиям, за активное участие в установке на СТОП нового комплекса аппаратуры на основе ПЗС линейки и преобразовании магнитографа СТОП в Стоксометр, за обсуждение научных проблем, за критические замечания.

Я.О.Стенфло (Институт астрономии, Цюрих) - за многочисленные дискуссии по проблемам солнечного магнетизма, за полезные критические замечания в качестве рецензента статьи автора диссертации с соавторами в Solar Physics, за координацию работ по проекту ИНТАС.

Р.Б.Теплицкой - за пример беззаветной преданности науке, за многочисленные обсуждения проблем образования спектральных линий в солнечной атмосфере, за обсуждение проблем солнечно-звёздных аналогий, за внимательное прочтение чернового варианта данной диссертации и ценные замечания, которые в основном с благодарностью приняты.

Ю. Штаудэ (Потсдамский астрофизический институт, Германия) - за обсуждение проблем теоретической интерпретации наблюдений магнитных полей на Солнце, за сотрудничество в рамках проекта ИНТАС. Г.М.Шубину - за аккуратное выполнение обязанностей наблюдателя СТОП на протяжении нескольких лет, что содействовало получению достаточно регулярных наблюдательных данных.

И многим-многим другим.

Важным позитивным фактором при выполнении работы явилась поддержка, полученная автором в рамках нескольких грантов, российских и международных. В частности, гранта Американского астрономического общества, малого гранта Сороса, гранта NN3000 Международного научного фонда (фонд Сороса), гранта В-02-004 Европейской Южной обсерватории, гранта ИНТАС 00-840, гратов РФФИ N 96-02-16638 и N 02-02-16467, грантов поддержки ведущих научных школ и программы "Астрономия". Выражаю благодарность РФФИ за предоставление финансовой поддержки для участия в нескольких международных конференциях (трэвэл грантов) и за это же научным комитетам конференций в Греции в 1996 г., в США в 1997, 2000 и 2002 г., в Германии в 1998 г., в Индии в 1999 г., в Китае в 2001 г., в Испании в 2002 г.

1. Аллен К.У. Астрофизические величины. М.: Мир. 1977. 304 с.

2. Амбарцумяп, В.А., Мирзоян, Л.В., Саакян, Г.С., Всехсвятский, С.К., Казютипский, В.В. Проблемы современной космогопии.-М.: Наука, 1969. 352 с.

3. Ананьев, И.В., Обридко, В.Н. Исследование периодов вращения фотосферных магнитных полей в 20-22 солнечных циклах // Астрон. ж. 1999. Т. 76. N 12. С. 942-948.

4. Байбородип, Ю.В., Гаража, С.А. Электрооптический эффект в кристаллах и его применения в приборостроении. М.: Машиностроение. 1967. 92 с.

5. Баранов, А.В. Модель тонкоструктурного элемента солнечной атмосферы, построенная по величинам магнитного поля в различных спектральных линиях // Физика Солнца и космическая электродинамика. Труды ГАИШ. 2001. Т.71. С. 217-218.

6. Башкирцев, В. С. Влияние инструментальной поляризации на магнитографические измерения магнитных полей в протуберанцах // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. "Наука". 1975. Вып. 37. С. 72-81.

7. Борн, М., Вольф, Э. Основы оптики. М.:Наука. 1973. 855 с.

8. Бочкарёв, Н.Г. Магнитные поля в космосе. М.: Наука, 1985. 208 с.

9. Боярчук А.А., Тутуков А.В., Шустов Б.М. Эволюция звезд // Вестник РАН. 1998. Т. 68, N. И. С. 1007-1016.

10. Брэй, Р., Лоухед, Р. Солнечные пятна. М.: Мир. 1967. 383 с.

11. Вайнштейн, С.И., Зельдович, Я.Б., Рузмайкин, А.А. Турбулентное динамо в астрофизике. М.: Наука, 1980.

12. Василевская, А.С., Горбач, С.С., Колдобская, М.Ф., и др. О некоторых физических свойствах монокристаллов дейтерированиого дигидрофосфата калия в параэлектрической фазе //Кристаллография. 1967. Т. 12. Вып. 2. С. 361363.

13. Верецкий, P.M., Демидов, М.Л. Расчёт параметров Стокса избранных спектральных линий для задач интерпретации стоксометрических наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца // Солнечно-Земная физика. 2004. Вып. 6. С. 96-98.

14. Волков, К.П., Демидов, М.Л. Замечание о точности юстировки поляризационных насадок в дифференциальных методах измерения лучевых скоростей на Солнце // Солнечные данные. 1989. N. 7. С. 103-109.

15. Гетлинг, А.В. Конвективный механизм формирования фотосферных магнитных полей //Астрон. журн. 2001. Т. 78. N 7. С. 661-668.

16. Гибсоп, Э. Спокойное Солнце. М.: Мир. 1977.407 с.

17. Глушнева, И.Н., Шенаврин, В.И., Рощина, И.А. Звёзды аналоги Солнца: распределение энергии в спектрах и физические параметры атмосфер // Астрон. ж. 2000. Т. 77. N. 4. С. 285-294.

18. Гриб, Б.Н., Кондиленко, И.И., Коротков, П.А., Цященко, Ю.П. Электрооптические дефлекторы света. Киев.: Техника. 1980. 208 с.

19. Григорьев, В.М. Новые типы магнитографов // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1977. Т. 56. С. 166-176.

20. Григорьев, В.М., Головко, А.А. Исследование инструментальной фазовой поляризации горизонтального солнечного телескопа // Солнечные данные. 1975. N. 8. С. 78-84.

21. Григорьев. В.М., Демидов, МЛ. Способ измерения относительных лучевых скоростей разного пространственного масштаба // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. "Наука". 1983. Вып. 60. С. 5661.

22. Григорьев, В.М., Ильгамов, P.M. К вопросу об юстировке электрооптического анализатора поляризации в солнечных магнитографах // Солнечные данные. 1983. N. 8. С. 69-75.

23. Григорьев. В.М., Кобанов, Н.И. О практическом использовании симметрии световой характеристики электрооптического затвора // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. "Наука". 1975. Вып. 37. С. 141176.

24. Григорьев. В.М., Кобанов, Н.И. Солнечные магнитографы // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. "Наука". 1980. Вып. 52. С. 155176.

25. Григорьев. В.М., Демидов, M.JL, Кобанов, Н.И. АС 1245895 (СССР). Способ калибровки измерений напряженности магнитного поля и дифференциальной лучевой скорости. // Открытия. Изобретения. 1986. N. 27. С. 131.

26. Григорьев, В.М., Осак, Б.Ф., Кобанов, Н.И., Клочек, Н.В., Маслов, И.Л., Штоль, М.Ф. Солнечный телескоп оперативных прогнозов (СТОП) // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. "Наука". 1981. Вып. 56. С. 129139.

27. Григорьев, В.М., Демидов, М.Л., Осак, Б.Ф. Измерение общего магнитного поля Солнца в Саянской обсерватории: методика и предварительные результаты // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. "Наука". 1983. Вып. 65. С. 13-22.

28. Григорьев, В.М., Кобанов, Н.И., Осак, Б.Ф., Селиванов, В.Л., Степанов, В.Е. Вектор-магнитограф Саянской солнечной обсерватории // Бюллетень Абастуманской астрофиз. обе. 1985. Т. 60. С. 159-175.

29. Гуревич, Л.Э., Чернин, А.Д. Происхождение галактик и звёзд. М.: Наука. 1983. 192 с.

30. Демидов, М.Л. Солнечные осцилляции и вопрос формирования сигнала магнитографа при различии интенсивпостей компонент расщепления // Кинемат. и физ. небесных тел. 1987. Т. 3. N. 6. С.19-27.

31. Демидов, М.Л. Исследование глобального магнитного поля и осцилляций Солнца. Кандидатская диссертация. Иркутск, СибИЗМИР СО РАН. 1988. 213 с.

32. Демидов М.Л. Поляризационные характеристики целостата Иенша // Кинематика и физика небесных тел. 1991. Т. 7, N 6. С. 62-70.

33. Демидов М.Л. Проблема нулевого уровня солнечных магнитографов и наблюдения крупномасштабных магнитных полей // Изв. ВУЗов. Радиофизика. 1996. Т. 39. N 10. С. 1306-1314.

34. Демидов M.JI. Вариации контура линии Fel Х.525.02 нм по диску Солнца и наблюдения крупномасштабных магнитных полей // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1998(a). Т. 94. С. 164-165.

35. Демидов M.J1. Проблема нулевого уровня солнечных мапшторафов и наблюдения крупномасштабных магнитных полей // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1998(6). Т. 94. С. 187-189.

36. Демидов М.Л. Сопоставление наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца в различных спектральных линиях // Известия Академии наук. Серия физическая. 1998(b). Т. 62. N 9. С. 1830-1834.

37. Демидов, М.Л., Голубева, Е.М. Сопоставление саянских наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца с данными других обсерваторий: предварительные выводы // Солнечно-Земная физика. 2004. Т. 6. С. 26-28.

38. Демидов, М.Л., Григорьев, В.М. Крупномасштабные магнитные поля на Солнце //Солнечно-Земная физика. 2004. Т. 6. С. 10 -19.

39. Демидов М.Л., Скоморовский В.И. Исследование двупреломляющих полимеров на спектрокомпенсаторе // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. Наука. 1982. Вып. 60. С. 71-75.

40. Демидов, М.Л., Кобанов, Н.И., Григорьев. В.М. Способ калибровки измерений продольного магнитного поля и дифференциальной лучевой скорости // Кинемат. и физ. небесных тел. 1987. Т. 3. N. 4. С. 85-89.

41. Демидов М.Л., Котов, В.А., Григорьев, В.М. О короткопериодических вариациях глобального магнитного поля Солнца // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1990. Т. 82. С. 147-153.

42. Демидов М.Л., Осак Б.Ф., Горин В.Н. О величине и температурной зависимости управляющего напряжения в электрооптических модуляторах солнечных магнитографов // Кинематика и физика небесных тел. 1995. Т. 11. N 4. С. 78-87.

43. Демидов М.Л., Осак Б.Ф., Горин В.И. Способ контроля величины четвертьволнового напряжения в электрооптических кристаллах. Патент N 2080639 от 27.05.1997.

44. Демидов М.Л., Верецкий P.M., Пещеров B.C. Окололимбовые наблюдения солнечных магнитных полей в линии Fel 525.022 нм и некоторые вопросы их интерпретации // Солнечно-Земная физика. 2004(a). Вып. 4. С. 17-23.

45. Демидов, M.J1., Григорьев, В.М. Пещеров, B.C. Некоторые результаты исследований магнитного поля Солнца как звезды па основе Стоксометрических наблюдений // Солнечно-Земная физика. 2004(6). Вып. 6. С. 20-22.

46. Демидов М.Л., Верецкий P.M., Пещеров B.C. Особенности пространственного распределения по диску Солнца отношений напряженности магнитных полей в различных комбинациях спектральных линий // Солпечно-Земная физика. 2004(b). Вып. 6. С. 29-31.

47. Демидов М.Л., Григорьев, В.М., Пещеров B.C. Стоксометрические наблюдения общего магнитного поля Солнца: возможные проявления сильных мелкомасштабных магнитных полей // Астрон. ж. 2005. Т. 82. N. 7. С. 628-636.

48. Дэвис, Дж.С. Статистический анализ данных в геологии. Книга 1. М.:Наука, 1990. 229 с.

49. Ерофеев, Д.В. Вращение межпланетного магнитного поля: дискретные моды и их эволюция // Геомагнетизм и аэрономия. 1995. Т. 35. N 4. С. 1-7.

50. Кац, И.М. Об одном методе расчета контуров спектральных линий поглощения //Астрон. ж. 1968. Т. 45, С. 1066-1076.

51. Кац, И.М. Свойства симметрии и эквивалентные представления уравнений переноса излучения // Исслед. по геомаг. аэрономии и физике Солнца. 1973(a). Вып. 26, С. 3-13.

52. Кац, И.М. Методика численного интегрирования уравнений переноса для магнитоактивиых линий нерассеивающих сред // Исслед. по геомаг. аэрономии и физике Солнца. 1973(6). Вып. 28, С. 67-76.

53. Кац, И.М., Скочилов, В.Г. О вычислении функции Фойгта // Исслед. по геомаг. аэрономии и физике Солнца. 1975. Вып. 37, С. 93-99.

54. Кичатинов, Л.Л. Генерация крупномасштабных магнитных полей молодых звёзд солнечного типа// Астрон. ж. 2001. Т. 78. N 10. С. 934-941.

55. Кичатинов, Л.Л., Пипин, В.В. Крутильные колебания и вековой цикл активности Солнца как следствия взаимодействия магнитного поля с вращением //Астрой, ж. 1998. Т. 75. N 6, С. 913-918.

56. Кичатинов, Л.Л., Рюдигер Г. Переход к твердотельному вращению в лучистой зоне Солнца: эффект реликтового магнитного поля? // Письма в АЖ. 1996. Т. 22. N4. С. 312-317.

57. Козловский, В.Н., Кузнецов, Д.А. Исследование временных изменений поляризации от целостатных зеркал телескопа АЦУ-5 // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. : Наука. 1973. Вып. 10. С. 208219.

58. Копецкий, М., Куклин, Г.В. К вопросу об 11-летней вариации средней продолжительности жизни группы солнечных пятен // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука. 1971. Вып. 2. С. 167179.

59. Котов, В.А. Систематическая погрешность измерений вектора Н магнитографом Крымской астрофизической обсерватории // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1972. Т. 44. С. 77-86.

60. Котов, В.А. Инструментальная линейная поляризация и измерения магнитного поля // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1973. Т. 48. С. 78-64.

61. Котов, В.А. Поляризация света, возникающая на зеркалах Башенного солнечного телескопа // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1977. Т. 56. С. 150153.

62. Котов, В.А. Вращение Солнца и вращение его общего магнитного поля // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1987. Т. 77. С. 39-50.

63. Котов, В.А. 1995. Частное сообщение.

64. Котов, В.А., Демидов, M.J1. Магнитное поле Солнца как звезды: 1969-1976 // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1980. Т. 61. С. 3-11.

65. Котов, В.А., Левицкий, J1.C. Вариации межпланетного и солнечного магнитных полей // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1983(a). Т. 66. С. 110-119.

66. Котов, В.А., Левицкий, Л.С. Дискретность периодов вращения солнечного и межпланетного магнитных полей // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1983(6). Т. 68. С. 56-68.

67. Котов, В.А., Левицкий, Л.С. Периодические изменения общего магнитного поя Солнца // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1984. Т. 69. С. 90-99.

68. Котов, В.А., Левицкий, Л.С. К проблеме магнитного разбаланса общего магнитного поля Солнца: аномальный характер межпланетного магнитного поля в 1970-1980 гг. // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1985. Т. 71. С. 32-53.

69. Котов, В.А., Северный, А.Б. Общее магнитное поле Солнца как звезды. Каталог 1968-1976 // Материалы мирового центра данных Б. 1983. 24 с.

70. Котов, В.А., Сетяева, И.В. Об источниках общего магнитного поля Солнца // Астрон. ж. 2002. Т. 79. N 3. С. 272-280.

71. Котов, В.А., Степанян, Н.Н., Щербаков, З.А. Роль фонового магнитного поля и полей активных областей и пятен в общем магнитном поле Солнца // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1977. Т. 56. С. 75-83.

72. Котов, В.А., Левицкий, Л.С., Степанян, Н.Н. Годичная вариация общего магнитного поля Солнца // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1981. Т. 63. С. 3-14.

73. Котов, В.А., Северный, А.Б., Цап, Т.Т. Исследование глобальных колебаний Солнца. I. Метод и инструмент // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1982. Т. 65. С. 3-34.

74. Котов, В.А., Северный, А.Б., Цап, Т.Т. Иссдедоване глобальных колебаний Солнца. I. Результаты наблюдений в 1974-1980 гг. , их анализ и некоторые выводы // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1983. Т. 66. С. 3-71.

75. Котов, В.А., Демидов, М.Л., Григорьев, В.М., Ханейчук, В.И., Цап, Т.Т. Быстрые периодические флуктуации общего магнитного поля Солнца // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1992, Т. 84. С. 163-171.

76. Котов, В.А., Демидов, М.Л., Ханейчук, В.И., Цап, Т.Т. О состоятельности измерений магнитного поля Солнца как звезды и его годичная вариация // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1998(a), Т. 94. С. 110-117.

77. Котов, В.А., Демидов, М.Л., Ханейчук, В.И., Григорьев, В.М., Цап, Т.Т. 25 лет исследований магнитного поля Солнца как звезды // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1998 (б), Т. 94. С. 118-122.

78. Котов, В.А., Ханейчук, В.И., Цап, Т.Т. Новые измерения общего магнитного поля Солнца и его вращение // Астрон. ж. 1999, Т. 76. N 3. С. 218-224.

79. Котов, В.А., Ханейчук, В.И., Цап, Т.Т. К измерениям магнитного разбаланса Солнца // Кинематика и физика небесных тел. 2002. Т. 18, N 3. С. 205-216.

80. Краузе, Ф., Рэдлер, К.Х. Магнитная гидродинамика средних полей и теория динамо. М.: Мир. 1984.

81. Криводубский, В.Н. О структуре глобального магнитного поля Солнца, возбуждаемого механизмом турбулентного динамо // Астрон. ж. 2001. Т. 78. N 9. С. 849-858.

82. Кувшинов, В.М. О влиянии инструментальной поляризации на измерения продольных магнитных полей звёзд с магнитографом // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1974, Т. 50. С. 52-56.

83. Кузнецов, Д.А., Куклин, Г.В., Степанов, В.Е. Некоторые вопросы юстировки и регулировки электрооптического модулятора // Результаты наблюдений и исследований в период МГСС . 1966. Вып. 1. С. 133-137.

84. Куклин, Г.В. Оптимальный электрооптический модулятор (ЭОМ) и его систематические погрешности // Результаты наблюдений и исследований в период МГСС . 1966. Вып. 1. С. 95-132.

85. Кун, Т. Структура научных революций. М.: Прогресс, 1975, 288 с.

86. Лейко, У.М. Общее магнитное поле Солнца и магнитная асимметрия // Кинемат. и физ. небесных тел. 2001. Т. 17. N. 4. С.348-356.

87. Лозицкий, В.Г., Цап, Т.Т. Эмпирическая модель мелкомасштабного магнитного элемента спокойной области Солнца // Кинемат. и физ. небесных тел. 1989. Т. 5. N. 1. С. 50-58.

88. Макаров, В.И., Тлатов, А.Г. Крутильные колебания Солнца в период 1915-1990 гг. // Астрон. ж. 1997. Т. 74. N 3. С. 474-480.

89. Макаров, В.И., Обридко, В.Н., Тлатов. А.Г. Об увеличении магнитного потока от полярных областей Солнца за последние 120 лет // Астрон. ж. 2001. Т. 78. N 9. С. 859-864.

90. Милованов, В.Н., Кайдаш, А.С. Градуировка кристалла KDP ЭОМ магнитографа // Солнечная активность. Труды астрофиз. ин-та АН Казахской ССР. 1973. N. 23. С. 151-156.

91. Михельсон, Н.Н. Оптические телескопы. Теория и конструкция. -Москва: Наука. 1976. 510 с.

92. Мордвинов, А.В., Вилсон, Р.С. Эффекты комплексов активности и активных долгот в изменениях потока излучения Солнца // Письма в "Астрон. журн". 2001. Т. 27. N 7. С. 528-533.

93. Мордвинов, А.В., Плюснина, Л.А. Когерентные структуры в динамике крупномасштабного магнитного поля Солнца // Астрон. ж. 2001. Т. 78. N 8. С. 753-760.

94. Мордвинов, А.В., Плюснина, Л.А. Крупномасштабная организация вспышечной активности Солнца и потоки протонов в гелиосфере // Солнечно-Земная физика. 2003. Вып. 4. С. 49-54.

95. Мустель, Е.Р., Парыгин, В.Н. Методы модуляции и сканирования света.-М.: Наука. 1970. 295 с.

96. Никулин, Н.С., Северный, А.Б., Степанов, В.Е. Солнечный магнитограф Крымской астрофизической обсерватории // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1958. Т. 19. С. 3-19.

97. Никулин, Н.С. Некоторые усовершенствования магнитографа Крымской астрофизической обсерватории // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1960 Т. 22. С. 22-51.

98. Новиков, И.Д. Эволюция Вселенной. М.: Наука. 1979. 176 с.

99. Обридко, В.Н. Солнечные пятна и комплексы активности. М.: Наука. 1985.256 с.

100. Обридко, В.Н., Шельтинг, Б.Д. Квазидвухлетние колебания глобального солнечного магнитного поля // Астрон. ж. 2001. Т. 78. N 12. С. 1146-1152.

101. Обридко В.Н., Шельтинг, Б.Д. Меридиональный дрейф крупномасштабных магнитных полей на Солнце // Астрон. ж. 2003. Т. 80. N 4. С. 364-373.

102. Обридко, В.Н., Ананьев И.В., Арльт, К., Пфлюг, К. Колебания полного потока солнечного излучения и магнитного поля в диапазоне периодов 2-10 дней // Астрон. ж. 1998. Т. 75. N 4. С. 605-611.

103. Осак, Б.Ф. Координатометр устройство автоматизированного управления телескопом // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. "Наука". 1981. Вып. 56. С. 140-142.

104. Павлов, Г.Г., Шибанов, Ю.А. Интегральная круговая поляризация спектральных линий, возникающая из-за неодпородпостей магнитного поля и поля скоростей // Астрон. ж. 1978. Т. 55. Вып. 1. С. 79-83.

105. Паркер, Е. Космические магнитные поля, их образование и проявления. -М.: Мир. 1982.

106. Пипин, В.В., Кичатипов, Л.Л. Солнечное динамо и колебания интегрального потока излучения в 11-летнем цикле // Астрон. жури. 2000. Т. 77. N 11.С. 872-880.

107. Пономарёв, Н.Г. Целостаты // Изв. Глав, астрон.обсерватории в Пулково. 1945. Т. 16. Вып. 5. С. 86-121.

108. Понявин, Д.И., Пудовкин, М.И. Геоэффективность меридиональной компоненты крупномасштабного магнитного поля Солнца // Геомагнетизм и аэрономия. 1982. Т. 22. N 5. С. 856-858.

109. Пришивалко, А.П. Отражение света от поглощающих сред. Минск. Изд-во АН БССР, 1963. 430 с.

110. Пудовкин, М.И., Беневоленская, Е.Е. Квазистационарное первичное магнитное поле Солнца и вариации интенсивности солнечного цикла // Письма в АЖ. 1982. Т.8. N 8. С. 506-509.

111. Рачковский, Д.Н. К вопросу об образовании линий поглощения ы магнитном поле. Замечания к работам В.Унно и В.Е.Степанова // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1961(a). Т. 25. С. 277-280.

112. Рачковский, Д.Н. Система уравнений переноса излучения при наличии магнитного поля // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1961(6). Т. 26. С. 6365.

113. Рачковский, Д.Н. Образование линий поглощения в солнечных пятнах с учётом рассеивания и поглощения // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1963. Т. 29. С. 97-117.

114. Рачковский, Д.Н. Матрица рассеяния при произвольном расщеплении уровней атомов в магнитном поле // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1967. Т. 36. С. 9-21.

115. Рачковский, Д.Н. К теории переноса излучения при наличии магнитного поля // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1973. Т. 47. С. 3-6.

116. Рачковский, Д.Н., Цап, Т.Т. Изучение магнитных полей методом отношения измеренных напряженностей в линиях вне активных областей на Солнце // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1985. Т. 71. С. 79-87.

117. Рез, И.С. Кристаллы с нелинейной поляризуемостью // УФН. 1967. Т. 93.Вып. 4. С. 633-674.

118. Ривин, Ю.Р. Квазигодовая волна в магнитных полях Солнца, межпланетной среде и магнитосфере Земли // Геомагнетизм и аэрономия. 1997. Т. 37. N. 1.С. 39-47.

119. Ривин, Ю.Р., Обридко, В.Н. Частотный состав многолетних изменений магнитного поля Солнца как звезды // Астрон. ж. 1992. Т. 69. Вып. 5. С. 10831089.

120. Ривс, Г. Представление моделей. "Происхождение солнечной системы" (Ред Ривс. Г.). М.:Мир. 1976. С. 51-86.

121. Рузмайкип, А.А. Определение магнитного поля в астрофизических условиях по поляризации атомной флуоресценции // Астрон. ж. 1976. Т. 53. С. 550-557.

122. Саванов, И.С., Савельева, Ю.Ю. Исследование магнитных полей солнечного типа па поверхности карликов поздних спектральных классов // Астрон. ж. 1997. Т. 74. N. 6. С. 919-923.

123. Северный, А.Б. Магнитные поля Солнца и звёзд // УФН. 1966. Т. 88. Вып. 1. С. 3-50.

124. Северный, А.Б. Магнитная асимметрия и колебания общего магнитного поля Солнца// Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1968. Т. 38. С. 3-51.

125. Северный, А.Б. Некоторые инструментальные вопросы измерения магнитных полей Солнца и звёзд // Изв. Крымск. астрофиз. обсерватории. 1977. Т. 56.С. 142-148.

126. Скоморовский, В.И. Оптика большого вакуумного солнечного телескопа // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. Наука. 1991. Вып. 95. С. 97-113.

127. Соболев, В.В. Курс теоретической астрофизики. М.:Наука. 1967. 528 с.

128. Сонин, А.С., Василевская, А.С., Струков, Б.А. Электрооптические свойства кристаллов дигидрофосфата калия и дейтерироваииого дигидрофосфата калия в области их фазовых переходов // Физика твёрдого тела. 1966. Т. 8. Вып. 11. С. 3436-3439.

129. Сонин, А.С., Василевская, А.С. Электрооптические кристаллы. -М.:Атомиздат. 1971. 328 с.

130. Степанов, В.Е. О новой закономерности в возникновении солнечных пятен // Астрон. ж. 1948. Т.25. N 4. С. 209-215.

131. Степанов, В.Е. Коэффициент поглощения атомов в обратном эффекте Зеемана при произвольном направлении магнитного поля // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1958(a). Т. 18. С. 136-150.

132. Степанов, В.Е. К теории образования линий поглощения в магнитном поле и контур линии Fe X 6173 А в спектре солнечного пятна // Известия Крымск. астрофиз. обе. 1958(6). Т. 19. С. 20-45.

133. Степанов, В.Е., Григорьев, В.М., Кобанов, Н.И., Осак, Б.Ф. Электрооптический анализатор поляризации с кодово-импульсным управлением // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. "Наука". 1975. Вып. 37. С. 147-152.

134. Степанов, В.Е., Григорьев, В.М., Кац, И.М. Глубина образования и средняя глубина магнитоактивных линий // Доклады АН. 1975(6). Т. 222. С. 1057-1060.

135. Тарасова, Т.Н., Плачинда, С.И., Румянцев, В.В. Измерения общего магнитного поля у активных звёзд поздних спектральных классов // Астрон. ж. 2001. Т. 78. N6. С. 550-557.

136. Тлатов, А.Г. Модель регенерации магнитного поля Солнца с учётом циркуляции вещества в конвективной зоне // Астрон. ж. 1997. Т. 74. N 3. С. 448453.

137. Ханейчук, В.И. Вращение общего магнитного поля Солнца, 1968-1996 гг. // Астрон. ж. 1999. Т. 76. С. 385-395.

138. Ханейчук, В.И. Вариации общего магнитного поля Солнца: вращение и 22-летний цикл // Известия Крымск. астрофиз. обе. 2000. Т. 96. С. 1-12.

139. Шварцшильд, М. Строение и эволюция звёзд. М.: ИЛ. 1961. 424 с.

140. Шерклифф, У. Поляризованный свет. Получение и использование. М.: Мир. 1965. 254 с.

141. Ambroz, P., Bumba, V., Klvana, М., Nacak, P. New horizontal telescope at the Ondrejov observatory // Phys. Solaritterr. 1980. V. 14. P. 107-111.

142. Antia, H.M., Basu, S., Chitre, S.M. Solar internal rotation rate and the latitudinal variation of the tachocline // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1998, V. 298. P. 543-586.

143. Antia, H.M., Chitre, S.M., Thompson, M.J. Helioseismic seach for magnetic field in the solar interior // J. Astrophys. Astr. 2000. V. 21. P. 343-347.

144. Antonucci, E., Hoeksema, J.T., Scherer, P.H. Rotation of the photospheric magnetic fields: a north-south asymmetry // Astrophys. J. 1990. V. 360. P. 296-304.

145. Arge, C.N., Hildner, E., Pizzo, V.J., Harvey, J.W. The solar cycles of nonincreasing magnetic flux // J. Geophys. Res. 2002. V. 107. N A10. P. 1319-1326.

146. Audic, S. Radiative transfer across a magnetic flux tube // Solar Phys., 1991. V. 135. P. 275-297.

147. Auer, L.H., Heasley, J.N. The origin of broad-band polarization in sunspots // Astron. Astrophys. 1978. V. 64. P. 67-71.

148. Babcock, H.W. Zeeman effect in stellar spectra // Astrophys. J. 1947. V. 105. P. 105-119.

149. Babcock, H.W., Babcock, H.D. Mapping the magnetic fields of the Sun // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1952. V. 64. P. 282-287.

150. Babcock, H.W. The solar magnetograph // Astrophys. J. 1953. V.l 18. P. 387396.

151. Babcock, H.W. The topology of the Sun's magnetic field and the 22-year cycle//Astrophys. J. 1961. V. 133. P. 572-587.

152. Babcock, H.W. The 34 kilogauss magnetic field of HD 215441 // Astrophys. J. 1960. V.132. N.3.P. 521-531.

153. Babcock, H.W., Babcock, H.D. The Sun's magnetic field. 1952-1954 // Astrophys. J. 1955. V. 121. P. 349-366.

154. Bachmann, G. The line-ratio method applied to vectormagnetographic measurements // Astron. Nachr. 1990. V. 311. N. 1. P. 63-68.

155. Balasubramaniam, K.S., Venkatakrishnan, P., Bhattacharyya, J.C. Measurement of vector magnetic field. I. Theoretical approach to the instrumental polarization of the Kodaikanal solar tower // Solar Phys. 1985. V. 99. N. V2. P. 333348.

156. Baliunas, S.L., Vaughan, A.H. Stellar activity cycles // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1985. V. 23. P. 379-412.

157. Baliunas, S.L., Donahue, R.A., Soon, W.H. et al. Chromospheric variations in main-sequence stars // Astophys. J. 1995. V. 438. Pt.l. P. 269-287.

158. Balthasar, H. The center-to-limb variation of solar spectral lines // Astron Astrophys. Supp. Ser. 1988. V. 72. P. 473-495.

159. Balthasar, H., Schmidt, W. Polarimetry and spectroscopy of a simple sunspot. II. On the height and temperature dependence of the magnetic field // Astron.Astrophys. 1993. V. 279. P. 243-250.

160. Barrow, J.D., Silk, J. The structure of the early Universe // Scientific Amer. 1980. V. 242. N. 4. P. 98-112.

161. Basu, S. Seismology of the base of the solar convection zone // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1997, V. 288. P. 572-584.

162. Beck, J.G., Gizon, L., Duvall, T.L., Jr. A new component of solar dynamics: north-south diverging flows migrating toward the equator with an 11 year period // Astrophys. J., 2002. V. 575. L47-L50.

163. Beckers, J.M. Principles of operation of solar magnetographs // Solar Phys. 1968. V.5, N 1. P. 15-28.

164. Beckers, J.M. The profiles of Fraunhofer lines in the presence of Zeeman splitting. I. The Zeeman triplet // Solar Phys. 1969. V. 9. N. 2. P. 372-386.

165. Berdyugina, S.V., Usoskin, I.G. Persistent active longitudes on the Sun // 1st Potsdam Thinkshop on Sunspots and Starspots Poster Proceedings, eds. K.G. Strassmeier and A. Washhuettl. 2002. P. 31-32.

166. Bernasconi, P.N„ Solanki, S.K. Inversion of Stokes vector profiles in terms of a 3-component model // Solar Phys. 1996. V. 164, N 1-2. P. 277-290.

167. Boberg, F., Lundstedt, H. A wavelet analysis of solar mean magnetic field measurements // Proc. "SOLSPA: The Second Solar Cycle and Space Weather Euroconference", Vico Equense, Italy, 24-29 September 2001. 2002(a). P. 79-82.

168. Bueno, J.T. Atomic polarization and Hanle effect // Astronomical society of the Pacific conference series. 2001. V. 236. P. 161-195.

169. Bueno, J.T. New diagnostics windows on the weak magnetism of the solar atmosphere // Astronomical society of the Pacific conference series. 2001. V. 307. P. 407-424.

170. Buente, M., Solanki, S.K., Steiner, O. Centre-to-limb variation of the Stokes V asymmetry in solar magnetic flux tubes // Astron. Astrophys., 1993. V. 268. N.2. P. 736-748.

171. Bumba, V. Large-scale solar magnetic fields // Proceed. IAU Symp. No. 71 "Basic Mechanisms of Solar Activity" (eds. Bumba, V. and Klechek, I.), Prague, 2529 August 1975. D. Reidel Publishing Company, 1976. P. 47-67.

172. Bumba, V. 2003. Private communication.

173. Bumba, V., Obridko, V.N. "Bartels' active longitudes", sector boundaries and flare activity// Solar Phys. 1969. V. 6. P. 104-110.

174. Bumba, V., Topolova-Ruzickova, B. Polarization of light in solar spectrograph. I. Polarization of coelostat mirrors // Bull. Astron. Inst. Czech. 1962. V. 13. N. 3. P. 95-98

175. Canfield, R., Pevtsov, A. Vector magnetic fields, sub-surface stresses and evolution of magnetic helicity // J. Astrophys. Astron. 2000. V. 21. N 3/4. P. 213-220.

176. Caizzi, G., Smaldone, L.A., Balasubramaniam, K.S., Keil, S.L. On the calibration of line-of-sight magnetograms // Solar Phys. 1993. V. 146. P. 207-227.

177. Choudhuri, A.R, On the connection between mean field dynamo theory and flux tubes //Solar Phys. 2003. V. 215. P. 31-55.

178. Choudhuri, A.R., Nandy, D. Solar dynamo models with realistic internal rotation // Proc. "SOLMAG: Magnetic Coupling of the Solar Atmosphere Euroconference and IAU Colloquium 188". Santorini. Greece. 11-15 June 2002. P. 91-94.

179. Cliver, E.W., Ling, A.G. Secular change in geomagnetic indices and the solar open magnetic flux during the first half of the twentieth century // J. Geophys. Res. 2002. V. 107.NA10. P. 1303-1310.

180. Cowling, T.G. On the Sun's general magnetic field // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1945, V. 105. P. 166-174.

181. Deeming, T.L. Fourier analysis with unequally-spaced data // Astrophys. Space Sci. 1975. V. 36. P. 137-158.

182. Delbouille, L., Neven, L., Roland, G. Photometric atlas of the solar spectrum. -Liege. 1973.

183. Demidov, M.L. Polarization characteristics of Jensh coelostat //Solar Phys. 1991. V. 135. P. 193-197.

184. Demidov M.L. Variations of the X 525.02 nm Fel line profile over the solar disk and observations of large-scale magnetic fields // Solar Phys. 1994. V. 153. N 12. P. 115-129.

185. Demidov, M.L. Concerning time variations of the global magnetic field of the Sun // Solar Phys. 1995. V. 159. P. 23-27.

186. Demidov M.L. Aspects of the zero level problems of solar magnetographs //Solar Phys. 1996. V. 164. N 1-2. P. 381-388.

187. Demidov M.L. On the manifestation of magnetic flux tubes in observations of the mean and background magnetic fields of the Sun // Astronomical society of the Pacific conference series. 1998. V.140. P. 171-178.

188. Demidov, M.L. The magnetic Sun from different views: a comparison of the mean and background magnetic field observations made in different observatories and in different spectral lines // J. Astrophys. Astron. 2000. V. 21. N 3/4. P. 209-212.

189. Demidov, M.L., Zhigalov, V.V. Errors of solar magnetographs in large-scale magnetic field observations, as caused by field-of-view effects of electro-optival polarization analyzers // JOSO Annual report 1998. 1999. P. 79-80.

190. Demidov, M.L., Zhigalov, V.V., Peshcherov, V.S., Grigoryev, V.M. An investigation of the Sun-as-a-star magnetic field through spectropolarimetric measurements // Solar Phys. 2002(a). V. 209. P.217-232.

191. Demidov, M.L., Letunov, A.S., Peshcherov, V.S., Veretsky. Concerning the sources of the Sun-as-a-star magnetic field // in 1st Potsdam Thinkshop on Sunspots and Starspots Poster Proceedings, eds. K.G. Strassmeier and A. Washhuettl, 2002(b), p.37-38.

192. Dikpati, M., Choudhuri, A.R. The evolution of the Sun's poloidal field //Astron. Astrophys. 1994. V. 291. P. 975-989.

193. Dittmer, P.H.:'Large-Scale Periodic Solar Velocities: An Observational Study*, Ph.D. Dissertation, Stanford University, SUIPR Report No. 686. 1977.205p.

194. D'Silva, S., Choudhuri, A.R. A theoretical model for tilts of bipolar magnetic regions // Astron. Astrophys. 1993. V. 272. P. 621-623.

195. D'Silva, S., Howard, R.F. Limits on the magnetic field strength at the base of the solar convection zone // Solar Phys. 1993. V. 148. P. 1-9.

196. Durney, B.R., Stenflo, J.O. On stellar activity cycles // Astrophys. And Space Sci. 1972. V. 15. N. 2. P. 307-312.

197. Duvall, T.L.Jr. A study of the large-scale solar magnetic and velocity fields. Ph.D. Dissertation // Stanford Univ. Inst. Plasma Res. Rep. N. 724. 1977. 111 p.

198. Dziembowski, W.A., Goode, P.R. Effects of differential rotation on stellar oscillations: a second-order theory // Astrophys. J. 1992. V. 394. P. 670-687

199. Eddington, A.S. Circulating currents in rotating stars // Observatory. 1925.V. 48. P.73-75.

200. Elmore, D.F., Lites, B.W., Tomczyk, S., Skumanich, A.P., Dunn, R.B., Schuenke, J.A., Streander, K.V., Leach, T.W., Chambellan, C.W., Hull, H.K., Lacey, L.B. // SPIE. 1992. V. 1746. P. 22-33.

201. Erofeev, D.V. Rigidly rotating modes of the solar magnetic field // Solar Phys. 1996. V. 167. N 1. P. 25-45.

202. Erofeev, D.V. Kinematics and evolution of local features of the large-scale magnetic field. I. Kinematical characteristics. // Solar Phys. 1998. V. 182. P. 21-35.

203. Erofeev, D.V. The relationship between solar activity and the large-scale axisymmetric magnetic field // Solar Phys. 2001. V. 198. P. 31-50.

204. Foukal, P., Lean, J. Magnetic modulation of solar luminosity by photospheric activity // Astrophys. J. 1988. V. 328. P. 347-357.

205. Frail, D.A., Vasisht, D., and Kulkarni, S.R. The changing structure of the radeio nebula around the soft gamma-ray repeater SGR 1806-20 // Astrophys. J. 1997. V. 480. P. L129-L132.

206. Frazier, E.N., Stenflo, J.O. On the small-scale structure of solar magnetic fields // Solar Phys. 1972. V.27. 330-346.

207. Frazier, E.N., Stenflo, J.O. Magnetic, velocity and brightness structure of solar faculae // Astron Astrophys. 1978. V. 70. P. 789-799.

208. Frohlich, C., Lean, J. Solar irradiance variability and climate // Astron. Nachr. 2002. V.323.N.3/4. P. 203-212.

209. Frutiger, C. Inversion of Zeeman split Stokes profiles. Application to solar and stellar surface structures. Diss. ETH No. 13896. Institute of astronomy. ETH Zurich. 2000. 282 p.

210. Gandorfer, A. The second solar spectrum. A high spectral resolution polarimetric survey of scattering polarization at the solar limb in graphical presentation. Volume 1. 4625 A to 6995 A. vdf Hoshsch ulverlag AG an der ETH Zurich. 2000. 272 p.

211. Gandorfer, A. High precision polarimetry of the Sun. Diss. ETH No. 14034. Institute of astronomy. ETH Zurich. 2001. 232 p.

212. Gandorfer, A.M., Povel, H.P. First observations with a new imaging polarimeter // Astron. Astrophys. 1997. V. 328. P. 381-389.

213. Gandorfer, A.M., Steiner, H.P., Povel, P., Aebersold, F., Egger, U., Feller, A., Gisler, D., Hagenbuch., Stenflo, J.O. Solar polarimetry in the near UV with the Zurich Imaging Polarimeter ZIMPOLII. // Astron. Astrophys. 2004. V. 422. P. 703-708.

214. Getling, A.V., Ovchinnikov, I.L. Convective mechanism for formation of solar magnetic bipoles // Astronomical society of the Pacific conference series. 2003. V. 286. P. 139-146.

215. Giampapa, M. Stellar analogs of solar activity: the Sun in a stellar context // Saas-Fee Advanced Course 34 'The Sun, Solar Analogs and the Climate" (J.D.Haigh, M.Lockwood, M.S.Giampapa). 2005. P. 307-415.

216. Giles, P.M., Duvall, T.L., Scherrer, P.H., and Bogart, R.S. A subsurface flow of material from the Sun's equator to its poles // Nature. 1997. V. 390. P. 52-54.

217. Goode, P.R., Dziembowski, W.A. Seismic limits on the Sun's internal toroidal field // Astronomical society of the Pacific conference series. 1993. V. 42. P. 229-231.

218. Gopasyuk, S.I., Kotov, V.A., Severny, A.B., Tsap, T.T. The comparison of the magnetographic magnetic field measured in different spectral lines // Solar Phys. 1973. V. 31. P. 307-316.

219. Grigoryev, V.M., Demidov, M.L. Observations of the solar mean magnetic field at the Sayan observatory during 1982-1984 // Solar Phys. 1987. V. 114. P. 147-163.

220. Grigoryev V.M., Demidov M.L. The solar magnetic "monopole" in activity cycles 19-21 // Астроном, циркуляр. 1988. N 1531. P. 21-22.

221. Grigoryev, V.M., Demidov, M.L. Concerning five-minute variation of the global magnetic field of the Sun//Solar Phys. 1991. V. 133. P. 103-110.

222. Grigoryev, V.M., Kats, I.M. Magnetoactive lines in the medium with the velocity gradient // Solar Phys., 1975. V. 42. P. 21-35.

223. Grigoryev, V.M., Osak, B.F., Pflug, K., Selivanov, V.L. Determination of solar telescope instrumental polarization and solar magnetograph calibration // Phys. Solaritterr. 1980. V. 14. P. 81-97.

224. Grigoryev, V.M., Demidov, M.L., Osak, B.F., Peshcherov, V.S. Methods of measuring the general characteristics of the Sun employed at the Sayan solar observatory // Contribut. Astron. Observ. Scalnate Pleso. 1986. V. 15. P. 513-527.

225. Grigoryev, V.M., Demidov, M.L., Kobanov, N.I. Instrumental capabilities of the Sayan observatory for the study of oscillatory processes on the Sun // Solar Phys. 1991. V. 133. P. 111-116.

226. Grigoryev, V.M., Demidov, M.L., Skomorovsky, V.I. A polarization-free solar telescope for high-precision observations of large-scale magnetic fields // Солнечные данные. Статьи и сообщения 1995-1996. Санкт-Петербург. 1997. С.128-135.

227. Grossman-Doerth, U.G., Pahlke, K.D., Schussler, М. Spurious variation of photospheric magnetic flux // Astron. Astrophys. 1987. V. 176. N. 1. P. 139-145.

228. Grossman-Doerth, U.G., Keller, C.U., Schussler, M. Observations of the quiet Sun's magnetic field////Astron. Astrophys. 1996. V. 310. P. 610-617.

229. Grossman-Doerth, U.G., Schussler, M., Sigwarth, M., Steiner, O. Strong Stokes V asymmetries of photospheric spectral lines: what can they tell us about the magnetic field structure? // Astron. Astrophys. 2000. V. 357. P. 351-358.

230. Hagedorn, H. Die geometrie des strablenganges an Jensch zolostaten. 1970. Diploma thesis. 25 p.

231. Hale, G.E. Solar vortices // Astrophys. J. 1908(a). V. 28. P. 100-116.

232. Hale, G.E. On the probable existence of a magnetic field in sun-spot // Astrophys. J. 1908(b). V. 28. P. 315-343.

233. Hale, G.E. Preliminary results of an attempt to detect the general magnetic field of the Sun // Astrophys. J. 1913. V. 38. P. 27-98.

234. Hall, J.C., Lockwood, G.W. The solar activity cycle. I. Observations of the end of cycle 22, 1993 September-1997, February//Astrophys. J. 1998. V. 493. P. 494-504.

235. Hall, J.C., Lockwood, G.W. Composite spectral indices: a new method for the interpretation of solar and stellar activity // Astrophys. J. 2000. V. 541. P. 436-441.

236. Haneychuk, V.I., Kotov, V.A., Tsap, T.T. On stability of rotation of the mean magnetic field of the Sun // Astron. Astrophys. 2003. V. 403. P. 1115-1121.

237. Harvey, K.L. Measurements of solar magnetic fields as an indicator of solar activity evolution // Proc. Of the Workshop on the Solar Electromagnetic Radiation Study for Solar Cycle 22. US Department of Commerce. 1992. P. 113-129.

238. Harvey,J., Livingston, W. Magnetograph measurements with temperature sensitive lines // Solar Phys., 1969. V. 10. P. 283-293.

239. Hathaway, D.H., Nandy, D., Wilson, R.M., Reichmann, E.J. Evidence that a deep meridional flow sets the sunspot cycle period // Astrophys. J. 2003. V. 589. P. 665-670.

240. Hejna, L., Wohl, H. Mean magnetic field as a tracer of solar differential rotation // Proceed, of international conference "Solar Magnetic Fields" (eds. M.Schussler and W.Schmidt), Freiburg, Germany, 1993. P. 65-67.

241. Henning, H.M.J. An investigation of ground-based observations of solar oscillations at Stanford // Ph.D. Thesis. Stanford University. CSSA-ASTRO -87-21. 1987.216 р.

242. Henze, W., Jr., Dupree, A.K. Solar rotation in the chromosphere and corona // Solar Phys. 1973. V. 33. N 2. P. 425-429.

243. Hernandez, I,G., Patron, J., Roca, C.T., Bogart, R.S., Hill, F., Rhodes, E.J., Jr. A synoptic view of the subphotospheric horizontal velocity flows in the Sun // Astrophys. J., 200. V.535.N l.P. 454-463.

244. Hoeksema, J.T., Scherrer, P.H. Rotation of the coronal magnetic field // Astrophys. J. 1987. V. 318. P. 428-436.

245. Hofmann, A., Liquid crystal-based Stokes polarimeter // SPIE. 2000. V. 4133. P. 44-54.

246. Howard, R., Harvey, J. Spectroscopic determination of solar rotation // Solar Phys. 1970. V. 12. P. 23-51.

247. Howard, R., Stenflo, J.O. On the filamentary nature of solar magnetic fields // Solar Phys. 1972. V. 22. P. 402-417.

248. Howard, R., LaBonte, B.J. The Sun is observed to be a torsional oscillator with a period of 11 years // Astophys. J. 1980. V. 239. L33-L36.

249. Howard, R., LaBonte. B. Surface magnetic fields during the solar activity cycle // Solar Phys. 1981. V. 74. P. 131-145.

250. Howard, R., Boyden, J.E., Bruning, D.H., Clark, M.K., Crist, H.W., LaBonte, B.J. The Mount Wilson magnetograph // Solar Phys., 1983. V. 87. N. 1. P. 195-203.

251. Howe, R., Christensen-Dalsgaard, J., Hill., F., Komm, R.W., Larsen, R.M., Schou, J., Thompson, M.J., Toomre, J. Dynamic variations of the base of the solar convection Zone // Science. 2000. V. 287. P. 2456-2460.

252. Hussain, G.A.J. Starspot lifetimes // Astron. Nachr. 2002. V. 323. N. 3-4. P. 349356.

253. Ignace, R., Nordsieck, K.H., and Cassinelli, J.P. The Hanle effect as a diagnostic of magnetic fields in stellar envelopes. I. Theoretical results for integrated line profiles // Astrophys. J. 1997. V. 486. P. 550-570.

254. Illing, R.M.E., Landman, D.A., Mickey, D.L. Broad-band circular polarization of sunspots. Spectral dependence and theory // Astron. Astrophys. 1975. V. 41. N. 2. P. 183-185.

255. Ioshpa, B.A., Obridko, V.N., Shelting, B.D. Short-period oscillations of the magnetic field of the Sun as a star // Solar Phys. 1973. V. 29. N. 2. P. 385-392.

256. Isaak, G.R., Isaak, K.G. An oblique magnetic rotator in the Sun // Astron. Nachr. 2002. V. 322. N 3/4. P. 436-440.

257. Ivanov, E.V., Obridko, V.N. Zonal structure and meridional drift of large-scale solar magnetic fields // Solar Phys. 2002. V. 206. P. 1-19.

258. Ivanov, E.V., Obridko, V.N., Shelting, B.D. Quasi-biennial oscillations of the solar magnetic fields // Proc. 10th European Solar Physics Meeting "Solar Variability: From Core to Outer Fronties", Prague, Czech Republic, 9-14 September 2002. P. 847849.

259. Ivanov, E.V., Obridko, V.N., and Shelting, B.D. Meridional drifts of large-scale solar magnetic fields and meridional circulation // Proc. 10th European Solar Physics

260. Meeting "Solar Variability From Core to Outer Frontiers". Prague. Czech Republic. 9-14 Sept. 2002. P. 851-854.

261. Jager, F.W. Instrumental polarization concerning magnetographic measurements // Solar phys. 1972. V. 27. N. 2. P. 481-488.

262. Jefferies, J.T., Mickey, D.L. On the inference of magnetic field vectors from Stokes profiles //Astrophys. J. 1991. V. 372. P. 694-702.

263. Jensch, A. Ein neuartiger coelostat aus Jena // Jenaer Rdsch. 1959. V. 4. N. 1. P. 31-35.

264. Jones, H. Spectrometer-based magnetographs // Astronomical society of the Pacific conference series. 1993. V. 46. P. 156-165.

265. Jones , H., Duvall, T.L., Jt., Harvey, J.W. The NASA/NSO spectromagnetograph // Solar Phys., 1992. V. 139. P. 211-232.

266. Jones, H.P., Branston, D.D., Jones, P.B., Popescu, M.D. Comparison of total solar irradiance with NASA/National Solar Observatory spectromagnetograph data in solar cycles 22 and 23 // Astrohys. J. 2003. V. 589. P. 658-664.

267. Kats, I.M. On the solution of the transfer equation system for a non-scattering medium with a homogeneous magnetic field // Solar Phys. 1971. V. 20. P. 362-364/

268. Keller,C.U., Solanki,S.K., Steiner,0., and Stenflo,J.O., Structure of solar magnetic flux tubes from the inversion of Stokes spectra at disk center // Astron. Astrophys. 1990. V. 233. P. 583-597.

269. Keller, C.U., Deubner, E.-L., Egger, U., Fleck, В., Povel, H.P. On the strength of solar intra-network fields // Astron. Astrophys. 1994. V. 286. P. 626-634.

270. Keller, C.U., and the SOLIS team. The SOLIS Vector-Spectromagnetograph (VSM) // Astronomical society of the Pacific conference series. 2001. V. 236. P. 116-24.

271. Keller, C.U., Rimmele, T.R., Hill, F., Keil, S.L., Oschmann, J.M. and the ATST team. The Advanced Technology Solar Telescope // Astron. Nachr. 2002. V. 323. N. 3-4. P. 294-298.

272. Kemp, G.C., Henson, G.D., Steiner, C.T., Powell, E.R. The optical polarization of the Sun measured at a sensitivity of parts in ten million // Nature. 1987. V. 326. N 6110. P. 270-273.

273. Khomenko, E.V., Collados, M., Solanki, S.K., Lagg, A., Trujilo Bueno, J. Quet-Sun inter-network magnetic fields observed in the infrared // Astron. Astrophys. 2003. V. 408. P. 1115-1135.

274. Kitchatinov, L.L., Pipin, V.V., Makarov, V.I., Tlatov, A.G. Solar torsional oscillations and the grand activity cycle // Solar Phys. 1999. V. 189. N 2. P. 227-239.

275. Knaack, R., Stenflo, J.O. Harmonic analysis of solar magnetic fields // Proc. "SOLMAG: Magnetic Coupling of the Solar Atmosphere Euroconference and IAU Colloquium 188". Santorini. Greece. 11-15 June 2002. P. 253-256.

276. Komm, R.W., Howard, R.F., Harvey, J.W. Torsional oscillation patterns in photospheric magnetic features // Solar Phys. 1993. N 1. P. 19-39.

277. Komm, R.W., Howard, R.F., Harvey, J.W. Meridional flow of small photospheric magnetic features// Solar Phys. 1993. V. 147. P. 207-223.

278. Kondratyev, V.N., Maruyama, Т., Chiba, S. Magnetic field effect on masses of atomic nuclei // Astrophys. J. 2001. V. 546. N 2. P. 1137-1148.

279. Kosovichev, A.G., Schou, J., Scherrer, P.H. и др. Structure and rotation of the solar interior: initial results from the MDI medium-1 program // Solar Phys. 1997. V. 170. P. 43-61.

280. Kostenko, L.M., Lozitskij, V.G. Fluxtube magnetic field measurements in a solar flare in comparison with non-flare region // Astron. Nachr. 1996. V, 317. N. 4. P. 259266.

281. Kotov, V.A. Daily measurements of the mean magnetic field of the Sun, 19682001: anomalous distribution? // Astron. Astrophys. 2003. V. 402. P. 1145-1150.

282. Kotov, V.A., Scherrer, P.H., Howard, R.F., Haneychuk, V.I. Magnetic field of the Sun as a star: the Mount Wilson catalog 1970-1982 // Astrophys. J. Suppl. Series. 1998. V. 116. P. 103-117.

283. Kotov, V.A., Kotov, S.V., and Setyaev, V.V. Towards calibration of the mean magnetic field of the Sun // Solar Phys. 2002. V. 209. P. 233-245.

284. Kusano, K., Maeshiro, Т., Yokoyama, Т., Sakurai, T. Measurement of magnetic helicity injection and free energy loading into the solar corona // Astrophys. J. 2002. V. 577. N 1. P. 501-512.

285. LaBonte, B.J., Howard, R. Torsional waves on the sun and activity cycle // Solar Phys. 1982. V.75.P. 161-178.

286. Landi Degl'Innocenti, E., Landi Degl'Innocenti, M. On the solution of the radiative transfer equations for polarized radiation // Solar Phys. 1985. V. 97. P. 239 -250.

287. Landolfi, M., Deglinnocenti, E.L. Magneto-optical effects and the determination of vector magnetic fields from Stokes profiles // Solar Phys. 1982. V. 78. P. 355-364.

288. Latushko, S. Meridional drift in the large-scale solar magnetic field pattern // Solar Phys. 1994. V. 149. P. 231-241.

289. Lee III, R.B., Gibson, M.A., Wilson, R.S., Thomas, S. Long-term total solar irradiance variability during sunspot cycle 22 // J. Geophys. Res. 1995. V. 100. N A2. P. 1667-1675.

290. Leighton, R.B. A magneto-kinematic model of the solar cycle // Astrophys. J. 1969. V. 156. P. 1-26.

291. Leiko, U.M. Specific of a rotation of the solar mean magnetic field during cycle 21 and 22 //Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel. Suppl. 2000. N. 3. P. 469-470.

292. Leroy, J.L. The Hanle effect applied to magnetic field measurements // in "Measurements of Solar Vector Magnetic Fields" (Ed. M.J.Hagyard), NASA Conf. Publ. 2374. 1985. P. 121-140.

293. Linsky, J.L., McClintock, W., Robertson, R.M., Worden, S.P. Stellar model chromospheres. X-high resolution, absolute flux profiles of the Call H and К lines in stars of spectral types Fo-M2 // Astrophys. J. 1979. V. 41. P. 47-74.

294. Lites, B.W. Rotating waveplates as polarization modulators for Stokes polarimetry of the sun: evaluation of seeing-induced crosstalk errors // Applied Optics. 1987. V. 26. N. 18. P. 3838-3845.

295. Lockwood, M., Stamper, R., Wild, M.N. A doubling of the Sun's magnetic field during the past 100 years // Nature. 1999. V. 399. P. 437-439.

296. Makarov, V.I., Tlatov, A.G., Callebuat, D.K. Torsional oscillation pattern in the large-scale magnetic field (1910-1993) and in the solar corona (1940-1993) // Astronomical society of the Pacific conference series. 1998. V. 140. P. 65-73.

297. Makarov, V.I., Tlatov, A.G., Callbaut, D.K., Obridko, V.N. Increase of the magnetic flux from polar zones of the Sun in the last 120 years // Solar Phys. 2002. V. 206. P. 383-399.

298. Makita, M., Nishi, K. Instrumental polarization of the solar coude telescope and spectrograph at the Okayama astrophysical observatory // Ann. Tokyo Astron. Observ. 1970. V. 12. N. 2. P. 121-138.

299. Marcy, G.W. Observations of magnetic fields on solar-type stars // Astrophys. J. 1984. V. 276. Pt. l.P. 286-304.

300. Mathys, G.; Stenflo, J.O. Spectropolarimetry of magnetic stars. I. Diagnostic contents of Stokes I and V profiles // Astron. Astrophys. 1986. V. 168. P. 184-196.

301. Mcintosh, P.S., Wilson, P.R. A new model for flux emergence and the evolution of sunspots and the large-scale fields // Solar Phys. 1985. V. 97. P. 59-79.

302. Mickey, D.L., Canfield, R.C., LaBonte, B.J., Leka, K.D., Waterson, M.F., Weber, H.M. The imaging vector magnetograph at Haleakala // Solar Phys., 1996. V. 168. P. 229-250.

303. Мое, O.K. A generalized theory for line formation in a homogeneous magnetic field // Solar Phys. 1968(a). V. 4. P. 267-285/

304. Мое, O.K. Instrumental polarization in the solar tower telescope at Oslo observatory // Reprint Inst. Theoret. Astrophys. N. 27. 1968(b). 25 p.

305. Mordvinov, A.V., Plyusnina, L.A. Cyclic changes in solar rotation inferred from temporal changes in the mean magnetic field // Solar Phys. 2000. V. 197. N 1. P. 1-9.

306. Mordvinov. A.V., Willson. R.C. Effect of large-scale magnetic fields on total solar irradiance // Solar Phys. 2003. V. 215. P. 5-16.

307. Mursula, K., Usoskin, L.G., Kovaltsov, G.A. Persistent 22-year cycle in sunspot activity: evidence for a relic solar magnetic field // Solar Phys. 2001. V. 198. P. 51-56.

308. November, L.J. Determination of the Jones matrix for the Sacramento Peak Vacuum Tower Telescope // Opt. Engr. 1989. V. 28. P. 107-113.

309. Noyes, R.W. Stellar magnetic activity, rotation and convection // Adv. Space Rev. 1984. V. 4.N. 6. P. 151-161.

310. Noyes, R.W., Weiss, N.O. The relation between stellar rotation and activity cycle periods // Astrophys. J. 1984. V. 287. N. 2. P. 769-773.

311. Obridko, V.N., Rivin, Yu.R. R The role of solar magnetic field in the neutrino flux modulation // Astron. Astrophys. 1996. V. 308. P. 951-956.

312. Owner-Petersen, M. On the Polarization Effects of Stress Induced Birefringence in the Entrance Window of Solar Telescopes, LEST Foundation Technical Report No. 49. 1991,58 р.

313. Pantellini, F.G.F., Solanki, S.K., Stenflo, J.O. Velocity and temperature in solar magnetic flux tubes from a statistical centre-to-limb analysis // Astron. Astrophys. 1988. V. 189. P. 263-276.

314. Parker, E.N. Sunny side of global warming //Nature. 1999. V. 399. P. 416-417.

315. Parfinenko, L.D. The Pulkovo CCD spectroheliograph-magnetograph // Proceed. IAU Symp. No. 223 "Multi-wavelength Investigations of Solar Activity" (eds. A.V.Stepanov, E.E.Benevolenskaya, A.G.Kosovichev). 2004. P. 657-658.

316. Peshcherov, V.S., Zhigalov, V.V., Demidov, M.L., Grigoryev, V.M. Large-scale solar magnetic fields: the Stokes V-parameter distribution in the line Fel A.525.0 nm // JOSO Annual report '1998. 1999. P. 87-88.

317. Pevtsov, A.A., Latushko, S.M. Current helicity of the large-scale photospheric magnetic field // Astrophys. J. 2000. V. 528. P. 999-1003.

318. Pudovkin, M.I., Benevolenskaya, E.E. The internal magnetic field of the sun and peculiarities of the solar active cycles // Solar Phys. 1985. V. 95. P. 381-389.

319. Rayrole, J., Mein, P., Cavallini, F. The THEMIS telescope // Proc. "Solar Surface Magntetism" (eds: Rutten, R.J., Schrijver, C.J.).1994. P 507-508.

320. Rees, M.J. The origin and cosmogonic implications of seed magnetic field // Quart. J. Roy. Astron. Soc. 1987. V. 28. N. 3. P. 197-206.

321. Rees, D.E., Geers, G. Numerical methods in polarized radiative transfer // Solar Phys. 1996. V. 164. P. 103-116.

322. Robinson, R.D.Jr. Magnetic field measurements on stellar sources a new method //Astrophys. J. 1980. V. 239. Pt.l. P. 961-967.

323. Robinson, R.D., Worden, S.P., Harvey, J.W. Observations of magnetic fields on two late-type dwarf stars //Astrophys. J. 1980. V. 236. Pt.2. P. L155-L158.

324. Sanchez Almeida, J., Martinez Pillet, V. Instrumental polarization in the focal plane of telescopes//Astron. Astrophys. 1992. V. 260. N. 1-2. P. 543-555.

325. Sanchez Almeida, J., Landi degl'Innocenti. Micro-structured magnetic atmosphere // Solar Phys. 1996. V. 164. N. 1-2. P. 205-310.

326. Sanchez Almeida, J., Emonet, Т., Cattaneo, F. Polarization of photospheric lines from turbulent dynamo simulations // Astrophys. J. 2003. V. 585. P. 536-552.

327. Sakurai, Т., Ichimoto, K., Okamoto, Т., Kato, Y., Nishino, Y., Li, Т., Mao, W., Lu, H. A full-disk solar magnetograph at Mitaka // J. Geomag. Geoelectr. 1995. V. 47. P. 1035-1041.

328. Sankarasubramaniam, K., Srinivasulu, G., Anath, A.V., Venkatakrishnan, P. Stokes polarimetry at the Kodaikanal Tunnel Telescope // J. Astrophys. Astr. 2000. V. 21. P. 241-244.

329. Schatten, K.H., Wilcox, J.M., Ness, N.F. A model of interplanetary and coronal magnetic fields // Solar Phys. 1969. V. 6. P. 442-455.

330. Scherrer, P.H. A study of the mean solar magnetic field // Ph.D.Dissertation. 1973. Stanford University. SUIPR Rep. N. 554. 151 p.

331. Scherrer, P.H., Wilcox, J.M., Howard, R. The mean photospheric magnetic field from solar magnetograms: comparison with the interplanetary magnetic field // Solar Phys. 1972. V. 22, N2. P. 418-424.

332. Scherrer, P.H., Wilcox, J.M., Kotov, V., Severny, A.B., Howard, R. The mean magnetic field of the Sun: method of observation and relation to the interplanetary field // Solar Phys. 1977(a). V. 52, N 1. P. 3-12.

333. Scherrer, P.H., Wilcox, J.M., Svalgaard, L., Duvall, T.L., Dittmer, P.H., Gustafson, E.K. The mean magnetic field of the Sun: observations at Stanford // Solar Phys. 1977(b). V. 54. P. 353-361.

334. Schmieder, В., Mein, P. THEMIS: its capabilities and key programs // Proc. "Solar Dynamic Phenomena and Solar Wind Consequences". 3rd SOHO workshop, held at Estes Park, Colorado, USA 26-29 September 1994. P. 393- 397.

335. Schou, J., Antia, H.M., Basu, S. и др. Helioseismic studies of differential rotation in the solar envelope by solar oscillations investigation using Michelson Doppler Imager // Astrophys. J. 1998. V. 505. P. 390-417.

336. Schrijver, C.J., DeRosa, M.L., Title, A.M. The long-term variation of the solar and heliospheric fields // Proc. "SOLMAG: Magnetic Coupling of the Solar Atmosphere Euroconference and IAU Colloquium 188". Santorini. Greece. 11-15 June 2002. P. 253256.

337. Schrijver, C.J., Harvey, K.L. The photospheric magnetic flux budget // Solar Phys. 1994. V. 150. P. 1-18.

338. Semel., M. Magnetic fields observed in a sunspot and faculae using 12 lines simultaneously //Astron. Astrophys. 1981. V. 97. P. 75-78.

339. Semel., M. THEMIS polarimetry // Proc. "Solar Surface Magntetism" (eds: Rutten, R.J., Schrijver, C.J.).1994. P 509-516.

340. Severny, A. Is the Sun a magnetic rotator? // Nature. 1969. V. 224. N. 5214. P. 5354.

341. Severny, A.B. Time fluctuation of the general magnetic field of the Sun // Quart. J. Roy. Astr. Soc. 1971(a). V. 12. P. 363-379.

342. Severny, A.B. Polar fields and time fluctuation of the general magnetic field of the Sun // "Solar magnetic Fields" (Ed. R.Howard). Proceed, of the IAU Symposium N. 43 held in Paris, France, 31 August 4 September 1970. 1971(b). P. 675-695.

343. Severny, A., Wilcox, J.M., Scherrer, P.H., Colbum, D.S. Comparison of the mean photospheric magnetic field and the interplanetary magnetic field // Solar Phys. 1970. V. 15. P. 3-14.

344. Shrauner, J.A., Scherrer, P.H. East-west inclination of large-scale photospheric magnetic fields//Solar Phys. 1994. V. 153. P. 131-141.

345. Sigwarth, M. Properties and origin of asymmetric and unusual Stokes V profiles observed in solar magnetic fields // Astrophys. J. 2001. V. 563. Is. 2. P. 1031-1044.

346. Sigwarth, M., Balasubramaniam, K.S., Knolker, M., Schmidt, W. Dynamics of solar magnetic elements // Astron. Astrophys. 1999. V. 349. P. 941-955.

347. Skumanich, A. Time scales for Call emission decay, rotational braking, and Lithium depletion //Astrophys. J. 1972. V. 171. No. 3. P. 565-567.

348. Skumanich, A., Lites, B.W. Stokes Profile analyses and vector magnetic fields. I. Inversion of photospheric lines // Astrophys. J. 1987. V. 322. P. 473-482.

349. Sliker, T.R., Burlage, S.R. Some dielectric and optical properties of KD*PC // J. App. Phys. 1963. V. 34. N. 7. P. 1837-1840.

350. Snodgrass. H.B. Synoptic observations of large-scale velocity patterns on the Sun // Astronomical society of the Pacific conference series. 1992. V.27. P. 205-240.

351. Snodgrass, H.B., Dailey, S.B. Meridional motions of magnetic features in solar photosphere// Solar Phys. 1996. V. 163. P. 21-42.

352. Snongrass, H.B., Kress, J.M., Wilson, P.R. Observations of the polar magnetic fields during the polarity reversals of cycle 22 // Solar Phys. 2000. V. 191, N 1. P. 1-19.

353. Solanki, S.K. Velocities in solar magnetic fluxtubes // Astron. Astrophys. 1986. V. 168. N. 1-2. P 311-329.

354. Solanki, S.K. The origin and the diagnostic capabilities of the Stokes V asymmetry observed in solar faculae and the network // Astron. Astrophys. 1989. V. 224. N. '/2. P. 325-241.

355. Solanki, S.M. Small-scale solar magnetic fields: an overview // Space Science Reviews. 1993. V. 63. P. 1-188.

356. Solanki, S.K., Pahlke, K.D. Can stationary velocity fields explain the Stokes V asymmetry observed in solar magnetic elements ? // Astron. Astrophys. 1988. V. 201. P. 143-152.

357. Solanki, S.K., Stenflo, J.O. Properties of solar magnetic flux tubes as revealed by Fel lines//Astron. Astrophys. 1984. V. 140. N. 1. P. 185-198.

358. Solanki, S.K., Stenflo, J.O. Models of solar magnetic fluxtubes: constraints imposed by Fel and Fe II lines // Astron. Astrophys. 1985. V. 148. P. 123-132.

359. Solanki, S.K., Keller, C., Stenflo, J.O Properties of solar magnetic fluxtubes from only two spectral ines // Astron. Astrophys. 1987. V. 188. P. 183-197.

360. Solanki, S.K., Steiner, O., Bunte, M., Murphy, G., Ploner, S.R.O. On the reliability of Stokes diagnostics of magnetic elements away from solar disc centre // Astron. Astrophys. 1998. V.333. P. 721-731.

361. Staude, J. About the influence of inhomogeneities of magnetic fields on the contours and magnetographic measurements // Solar Phys. 1969. V. 8. P.264-270.

362. Steiner, O. Flux tubes dynamics // "Magnetic Fields and Oscillations" (eds. B.Schmieder, A.Hofmann, J.Staude). Proceed. 3rd Advanced in Solar Physics Euroconference. Astronomical society of the Pacific conference series. 1999. V.184. P. 38-54.

363. Steiner, O. The formation of asymmetric Stokes V profiles in the presence of a magnetopause // Solar Phys. 2000. V. 196. N. 2. P. 245-268.

364. Stenflo, J.O Magnetic field structure of the photospheric network // Solar Phys. 1973. V.32,N 1. P. 41-63.

365. Stenflo, J.O A model of the supergranulation network and of active-region plages // Solar Phys. 1975. V.42, N 1. P. 79-105.

366. Stenflo, J.O. The Hanle effect and the diagnostics of turbulent magnetic fields in the solar atmosphere // Solar Phys. 1982. V. 80. P. 209-226.

367. Stenflo, J.O. Global wave pattern in the Sun's magnetic field // Astrophys. Space Sci. 1988. V. 144. P. 321-336.

368. Stenflo, J.O. Differential rotation of the Sun's magnetic field pattern // Astron. Astrophys. 1989. V. 210. N 1-2. P. 403-409.

369. Stenflo, J.O. On the validity of the Babcock-Leighton approach to modeling the solar cycle //Astronomical society of the Pacific conference series. 1992. V.27. P. 83-88.

370. Stenflo, J.O. Solar magnetic fields. Polarized radiation diagnostics. Kluwer Academic Publisher. 1994. 385 p.

371. Stenflo, J.O. Scattering physics // Solar Phys. 1996. V.164. N.l-2. P. 1-20.

372. Stenflo, J.O. Hanle-Zeeman scattering matrix // Astron. Astrophys. 1998. V. 338. P. 301-310.

373. Stenflo, J.O. Observations of scattering polarization and the diagnostics of solar magnetic fields // Astronomical society of the Pacific conference series. 2001. V. 236. P. 97-108.

374. Stenflo, J.O. Guedel, M. Evolution of solar magnetic fields Modal structure // Astron. Astrophys. 1988. V. 191. 137-148.

375. Stenflo, J.O., Harvey, J.W. Dependence of the properties of magnetic fluxtubes on area factor and amount of flux // Solar phys. 1985. V. 95. P. 99-118.

376. Stenflo, J.O., Keller, C.U. New windows for spectroscopy // Nature. 1996. V. 382. P. 588.

377. Stenflo, J.O., Lindegren, L. Statistical analysis of solar Fel lines magnetic line broadening//Astron. Astrophys. 1987. V. 171. P. 305-316.

378. Stenflo, J.O., Vogel, M. Global resonances in the evolution of solar magnetic fields // Nature. 1986. V. 319. P. 285-290.

379. Stenflo, J.O., Solanki, S., Harvey, J.W., Brault, J.W. Diagnostics of solar magnetic fluxtubes using a Fourier transform spectrometer // Astron. Astrophys. 1984. V. 131. N. 2. P. 333-346.

380. Stenflo, J.O., Solanki, S.K., Harvey, J.M. Center-to-limb variation of Stokes profiles and the diagnostics of solar magnetic flux tubes // Astron. Astrophys. 1987(a). V. 171. P. 305-316.

381. Stenflo, J.O., Solanki, S.K., Harvey, J.M. Diagnostics of solar magnetic flux tubes with the infrared line Fel Ш648.54 A // Astron. Astrophys. 1987(b). V. 173. P. 167-179.

382. Stix, M. The Sun. An Introduction. -Springer-Verlag. Berlin. 1989. 390 p.

383. Stix. M., Wiehr, E. On the solar magnetic 'monopole' // Solar Phys. 1974. V. 37. P. 493-495.

384. Sun, W.H., Giampapa, M.S., Worden, S.P. Magnetic field measurements of the Sun and implications for stellar observations // Astrophys. J. 1987. V. 312. N. 2. P. 930942.

385. Svalgaard, L., Wilcox, J.M. Long term evolution of solar sector structure // Solar Phys. 1975. V.41.P. 461-475.

386. Svalgaard, L., Wilcox, J.M., Duvall, T.L. A model combining the polar and sector structured solar magnetic fields // Solar Phys. 1974. V. 37. P. 157-172.

387. Svalgaard, L., Wilcox, J.M., Scherrer, P.H., Howard, R. The Sun's magnetic sector structure // Solar Phys. 1975. V. 45. P. 83-91.

388. Svalgaard, L., Duvall, T.L., Jr., Scherrer, P.H. The strength of the Sun's polar fields // Solar Phys. 1978. V. 58, N 2. P. 225-240.

389. Tham, Т., Bertollo, L., Ulrich, R.K., Evans, S. Magnetic fields from SOHO/MDI converted to the Mount Wilson 150 foot solar tower scale // Astrophys. J. Suppl. 2005. V. 156. Is. 2. P. 295-310.

390. Thompson, C., Duncan, R.C. The soft gamma repeaters as very strongly magnetized neutron stars. II. Quiescent neutrino, X-ray, and Alfven wave emission // Astrophys. J. 1996. V. 473. P. 322-342.

391. Unno, W. Line formation of a normal Zeeman triplet // Publ. Astron. Soc. Japan. 1956. V. 8, N3-4. P. 108-125.

392. Unruh, Y.C., Solanki, S.K., Fligge, M. The spectral dependence of facular contrast and solar irradiance variations // Astron. Astrophys. 1999. V. 345. P. 635-642.

393. Vallee, J.P. Astral magnetic fields as observed in starforming nurseries, in stars, and in the Solar system // New Astronomy Reviews. 2003. V. 47. P. 86-168.

394. Wallace, L., Hinkle, K. An atlas of the spectrum of the solar photosphere from 13,500 to 28,000 cm 1 . Kitt Peak National observatory/ National optical astronomy observatories. 1995. 123 p.

395. Wang, Y.-M., and N.R. Sheeley, Jr. On potentional field models of the solar corona // Astrophys. J. 1992. V. 392. P. 310-319.

396. Wang, Y.M., Sheeley, N.R., Jr. Solar implications of Ulysses interplanetary field measurements // Astrophys J. 1995. V. 447. L143-L146.

397. Wang, Y.-M., and N.R. Sheeley, Jr.The long-term variation of the Sun's open magnetic flux // Geophys. Res. Lett. 2000. V. 27. P. 505-508.

398. Wang, Y.M., Sheeley, N.R., Jr. Sunspot activity and the long-term variation of the Sun's open magnetic flux //J. Geophys. Res. 2002. V. 107. No A10. P. 1302-1316.

399. Wang, Y.M., Lean, J., Sheeley, N.R., Jr. The long-term variation of the Sun's open magnetic flux // Geophys. Res. Lett. 2000. V. 27. N 4. P. 505-508.

400. Wang, Y.M., Lean, J., Sheeley, N.R., Jr. Role of a variable meridional flow in the secular evolution of the sun's polar field and open flux // Astrophys. J. 2002(a). V. 577. L53-L57.

401. Wang, Y.M., Sheeley, N.R., Jr., Lean, J. Meridional flow and the solar cycle variation of the sun's open magnetic flux // Astrophys. J. 2002(b). V. 580. P. 1188-1196.

402. Wenzler, Т., Solanki, S.K., Krivova, N.A., Fluri, D.M. Comparison between KPVT/SPM and SoHO/MDI magnetograms with an application to solar irradiance reconstruction//Astron. Astrophys. 2004. V. 427. P. 1031-1043.

403. Wenzler, Т., Solanki, S.K., Krivova, N.A. Can surface magnetic fields reproduce solar irradiance variations in cycles 22 and 23? // Astron. Astrophys. 2005. V. 432. P. 1057-1061.

404. West, E.A. Extending the field of view of KD*P electro-optic modulator // Applied optics. 1978. V. 17. N. 18. P. 3010-3013.

405. West, E.A. Using KD*P modulator to measure the Stokes vector on the Sun III "Solar polarimetry", Proc. Of the 11th NSO/Sacramento Peak Summer workshop (Ed. November, L.J.). 1991. P. 182-190.

406. West, E.A., Bhatia, S.S. Optical properties of KD*P modulators // SPIE. 1990. V. 1317. P. 346-355.

407. West, E.A., Balasubramaniam, K.S. Crosstalk in solar polarization measurements // SPIE. 1992. V. 1746. P. 281-294.

408. West, E., Wilkins, N. DC bias modulation characteristics of longitudinal KD*P modulators//SPIE. 1992. V. 1746. P. 386-394.

409. Wiehr, E. On polarimetry in solar active regions. II. Selections of lines; interpretation of polarimetric data // Solar Phys., 1970(a). V. 11. P. 399-408.

410. Wiehr, E. On polarimetry in solar active regions. III. Circular polarization in different lines; development of magnetic fields // Solar Phys., 1970. V. 15. N. 1. P. 148— 157.

411. Wilcox, J.M. Solar and interplanetary magnetic fields // Science. 1966. V. 152. N 3719. P. 161-166.

412. Wilcox, J.M. Sector structure of the solar magnetic field // "Solar magnetic Fields" (Ed. R.Howard). Proceed, of the IAU Symposium N. 43 held in Paris, France, 31 August 4 September 1970. 1971. P. 744-753.

413. Wilcox, J.M., Howard, R. Differential rotation of the photospheric magnetic field // Solar Phys. 1970. V. 13. N 2. P. 251-260.

414. Wilcox, J.M., Hoeksema, J.T., Scherrer, P.H. Origin of the warped heliospheric current sheet// Science. 1980. V. 209. P. 603-605.

415. Wilson, O.C. Chromospheric variations in main-sequence stars // Astrophys. J. 1978. V. 226. Pt.l. P. 379-396.

416. Willson, R.C., Hudson, H.S. Solar luminosity variations in solar cycle 21 // Nature. 1988. V. 332. P. 810-812.

417. Zayer, I., Stenflo, J.O., Keller, C.U., Solanki, S.K. Dependence of the properties of solar magnetic flux tubes on filling factor. II. Results of an inversion approach // Astron. Astrophys. 1990. V. 239. P. 356-366.

418. Zhang, M., Low, B.C. Magnetic flux emergence into the solar corona. III. The role of magnetic helicity conservation // Astrophys. J. 2003. V. 584. P. 479-496.

419. Zhigalov, V.V., Demidov, M.L., Peshcherov, V.S., Grigoryev, V.M. Relationship between the mean solar magnetic field strength and Stokes V-parameter distribution // Astron. Astrophys.Transactions. 2001. V. 20. P. 525-529.

420. Zwaan, C. The Sun among the stars // in "Solar Surface Magnetism" (eds. R.J.Rutten and C.J. Schrijver). 1994. P. 3-26.