Происхождение и динамика квазистационарных крупномасштабных неоднородностей в солнечном ветре тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

% г 3%

АКАДЕМИЯ II А V К СССР ОРДЕНА ЛЕНИНА ФИЗИКО-ТЕХНИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ им. А. Ф.ИОФФЕ

на правах рукописи

УДК 523.94, 523.8Й 523.62-728

Коваленко Владииир Афанасьевич

ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ДИНАМИКА КВАЗИСТАЦИОНАРНЫХ КРУПНОМАСШТАБНО НЕОДНОРОДНОСТЕй В СОЛНЕЧНОМ ВЕТРЕ

01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени доктора Физико-математических наук

Санкт-Петербург-!991

Работа выполнена в Ордена Трудового Красного Знамени Сибирском институте Земного магнетизма, ионосферн и распространения радиоволн СО АН СССР

Официальные оппоневтн: доктор физико-математических наук,

член корр. АН СССР Г.Ф.Крымский (ИКФИА СО АН СССР) доктор физико -математических наук, профессор А.З.Долгинов (ФТИ АН СССР) доктор физико-математических наук Н.Н.Степанян (КРАО All СССР)

Ролуяая организация: Институт космических исследований АН СССР

/г »л^ Запита состоится " в М— часов на заседании специализированного совета Л oo3.23.oi физико-технического института им.А.Ф.Иоффе по адресу: 194021, Санкт-Петербург, Политехническая 26.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ФТИ.

Автореферат разослан " ^^ "____1991г.

УЧЕНИИ СЕКРЕТАРЬ СПЕЦИАЛИЗИРОВАННОГО C0RETA

кандидат фия.-мпт наук А.Л.Орбели

ОБЯАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

■ Актуальность проблем». Физика солнечного ветра, являясь одним из важных разделов астрофизики, тесно связана с развитием Физики космическоП плазмы в целом, а такхе исследованиями Солнца и солнечно-зешшх связей. Близость Солнца предстли-ляет нам уникальною возможность детальных исследований и понимания явлошН! и процессов, происходящих Е1 окрестности намагниченной звезди при наличии истечения плазмы.

Солнечный ветер и межпланетное магнитное поле (МММ) определяют многие Физические пронесен и межпланетном прострлнст -се; в окрестности Земли и ее верхней атмосфер«. Вариации интенсивности космических лучей, все процесс» в магнитосфере Земли, также как и в полнрноП ионосфере, контролируются параметрами солнечного ветра.

Главноп причиной геооффиктивности солнечного ветра является его крупномасштабная неоднородность, которая обусловлена особенностями распределения магнитных полей на Солнце и их динамикой. Поэтому изучение природн крупномасштабных неодно-родностей в солнечном ветре - это, с одной стороны, изучение одного из наиболее существенних проявлений в межпланетном пространстве магнитной переменности Солнца, т.е. солнечно!) активности, с другой - исследо1зание главного источника магни-тосферннх возмушений. В конечном счете оти исследования позволяют ответить на вопрос: какие процессы и образования на Солнце порождает геоэффёктивность солнечного ветра.Кроме того, они дают иопиокность использопаТь данные наблюдении сои-Н1чного ветра и ММП для изучения динамики глобального магнитного поля Солнца.

Наблюдения солнечной короны на диске в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах, а также измерения параметров солнечного ветра с помоаьв космических аппаратов ьа различных гелиоцентрических расстояниях в значительной степени стимулировали построение новых теоретических и полуэмпиричоских мо-делен солнечного ветра, особенно теории формирования кнлаи-стационпрннх высокоскоростных потоков (Ь(!П).

з

Энергетически доминируюией крупномасштабной неоднородностью в гелиосфере являются пространственно-временные вариации скорости солнечного ветра, причем крупномасштабная неоднородность в скорости солнечного ветра порождает возмущения в характеристиках ММП, которые также оказывают значительное влияние на взаимодействие плазмы солнечного ветра с магнитным полем Земли.

Таким образом, происхождение крупномасштабных неоднород-постей в солнечном ветре является одной из ключевых проблем физики межпланетной среды и. солнечно-земной физики. Наиболее важным в отом направлении является установление физической связи между условиями в атмосфере Солнца и крупномасштабными неоцнородностями солнечного ветра, выяснение механизма их формирования, связи с солнечной активностью, а также возможности прогнозирования.

Цель диссертации• Разработка модели солнечного ветра, позволяивей списать формирование как низкоскоростного, так и высокоскоростного солнечного ветра, решение проблемы происхождения и, динамик» квазистацнонарных ВСП.

Исследование влияния конфигурации короиальных магнитных полей на режим формирования солнечного ветра. Установление связи между структурными особенностями в короне и крупномасштабными неоднородности),ш в солнечном ветре.

Изучение условий распространения квазистационарных высокоскоростных потоков солнечного ветра в межпланетном пространстве. Определение глобальной структуры поля скорости и плотности потока частиц солнечного ветра в гелиосфере и ее эволюции в цикле солнечной активности.

Научная новизна. Предложена и разработана обобщенная модель формирования солнечного ветра, которая позволяет описать наблюдаемое распределение средних параметров солнечной плазмы на различных гелиоцентрических расстояниях, квазистационарнне высокоскоростные потоки и "несжатые" увеличения плотности в солнечном ветре, а также их источники на Солнце.

Впервые показано, что квазнстационарные высокоскоростные потоки солнечного ветра формируются в областях короны с ннз-

ким уровнем излучения,а "холодный" низкоскоростной солнечный ветер -в плотннх и горячих областях корони, характеризующихся крупномасштабной сходящейся конфигурацией течения в короне и наличием замкнутых линий магнитного поля.

Установлено, что дополнительны! поток энергии,необходимый для формирования- квазистационарних высокоскоростных потеков солнечного ветра, обеспечиваетсл, в основном, потоком энергии альвеновских волн, а поток энергии и массы, поступающие в основание короны, являются величиной постоянной.

Получено глобальное распределение скорости солнечного ветра в гелиосферо и его изменение в цикле солнечной активности. Найдены закономерности эволюции теоэффективннх внсокоскороет -пых-потоков солнечного ветра при их распространении от Солнца.

Впервые установлено, что высокоскоростные потоки солнечного ветра при пересечении магнитосферы Ппитера генерируют ра-диовепкшки в декаметровом диапазоне.

Показано, что временные вариации скорости солнечного ветра, локализованные на данной долготе, суиественно влияют на крупномасштабную конфигурацию ММП.

Впервые найдено, что периодам увеличений скорости солнечного ветра вблизи Земли предшествуют изменения фоновых магнитных полей на Солнце, быстрые изменения спокойных волокон и возрастание плотности потока частиц солнечного ветра высокоскоростного режима.

Научное и практическое значение работ.

Развитое в работе научное направление - полу эмпирическое моделирование процессов и условии истечения солнечного ветра позволило понять и ответить на вопрос: г каких областях на Солнце и при каких условиях формируется высокоскоростной сол-•нечннй ветер.

Разработанная в диссертации модель формированы солнечного ветра позволила установить физическую связь структурных особенностей в короне с режимом формирования. На основе полученных результатов и данных наблюдений солнечной корони стало возможным получение трехмерного распределения основных круп-

номасштабных характеристик солнечного ветра п гелиосфере и его эволюции в цикле солнечной активности. Сформированные автором на отой основе представления могут быть широко использованы для решения целого ряда задач солнечно-земной физики, в частности,- прогнозирования свойств солнечного ветра вблизи Земли и, соответственно, состояния возмувенности геомагнитосферы и полярной ионосферы.

Результаты изучения влияния конфигурации корональных магнитных полей на резким формирования солнечного ветра позволяют на основе знаний закономерностей эволюции и динамики фоновых магнитных полей на Солнце дать диагностику или даже предсказать основные крупномасштабные свойства гелиосферы.

Кроме того, полученные в диссертации результаты позволили определить цели и пути дальнейших исследований по проблеме физики солнечного ветра. Опираясь на разработанные теории и модели, используя данные наблюдений Солнца, солнечного ветра, космических лучей, стало возможным перейти. к комплексному изучению процессов формирования, закономерностей эволюции, диагностики и прогнозирования структур ММП и крупномасштабных неоднородностей солнечного ветра.

Апробация работы. Результаты, изложенные в диссертации, докладывались на Международном симпозиуме по солнечно-земной Физике (Иркутск, 1071г.), Международной конференции по космическим лучам (Хобарт, Австралия, 1971г.), региональных консультациях по физике Солнца (старый Смоковец, Чехословакия 1973г., Иркутск, 1976г.), Международных симпозиумах КАПГ по солнечно-земной физике (Москва, 1974г., Ашхабад, 1979г.), Международном симпозиуме КОСПАР (Варна, 1075г.), Всесоюзном симпозиуме по физике геомагнитосферы (Иркутск, 1977г.), Третьей Европейской конференции по физике Солнца (Тулуза, Франция, 1978г.), Международном симпозиуме "Солнечный ветер -результат прямых и радиоастрономических наблюдений" (Москва, 1978г.), Всесоюзной конференции по прогнозированию состояния магнитосферы (Иркутск, 1980г.. ), Всесоюзном совещании по итогам проекта "Международные исследования магнитосферы" (Ашхабад, 1981г.), Международном симпозиуме по солнечно-

межпланетным возмущениям (Ирландия, 1982г.), Всесоюзной конференции "Физические основы прогнозирования геомагнитных возмущений" (Ленинград, 1984г.), Международном симпозиуме "Исследование солнечного ветра геофизическими, радиоастрономическими и прямыми методами" (Москва, 1984г.), Всесоюзном симпозиуме по солнечно-земной физике (Иркутск, 1986г.), Всесоюзной конференции по физике Солнца (Алма-Ата, 1987г.).

На зашиту в диссертации выносятся:

1. Обобиенная модель формирования солнечного ветра , ь основу которой заложено постоянство потока частиц и энергии, поступавших в основание короны, и определяювее влияние конфигурации коропальних магнитных полей на энергетический баланс короны и параметры солнечного ветра.

2. Вывод о том, что квазистационарные высокоскоростные потоки солнечного ветра формируются в областях короны с преиму-вественно открытой конфигурацией магнитных полей, низкой плотностью плазмы, а "холодный" низкоскоростной солнечный ветер - з крупномасштабных областях короны со сходяаейся геометрией течения, которые характеризуются повышенными значениями температуры и плотности плазмы.

з Результаты расчетов крупномасштабной структуры поля скорости солнечного ветра в гелиосфере и ее эволюции в цикле солнечной активности.

4. Закономерности эволюции квазистяционарных высокоскоростных потоков солнечного ветра при их распространении от Солнца. С увеличением гелиоцентрического расстояния происходит выравнивание скорости солнечного ветра в гелиосфере. Максимальная скорость потока вблизи Земли зависит от положения на Солнце соответствуиаей корональноп дыры и ее размеров.

5. Вывод о том, что высокоскоростные потоки солнечного яетра при пересечении магнитосферы Юпитера генерируют радиовспышки в декаметровом диапазоне.

6. Результаты исследований влияния временных вариаций скорости Солнечного ветра на структуру ММП. Показано, что эти вариации играют важную роль в формировании конфигураций типа изгибов и долговременных отклонений вектора ММП от спирального.

7. Результаты исследований природы долговременных вариаций плотности потока частиц солнечного ветра для различных режимов его формирования..Связь между изменениями плотности потока частиц й плояадыэ корональннх дыр. Обнаружено, что периодам увеличений скорости солнечного ветра вблизи Земли и соот-ветствуювему усилению уровня геомагнитной возмуиенности предшествуют быстрые изменения длины спокойных солнечных волокон и возрастания плотности потока частиц солнечного ветра высокоскоростного режима.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, семи глав, заключения и содержит з<18 страниц машинописного текста, 82 рисунка, б таблиц. Список литературы включает 350 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТН ДИССЕРТАЦИИ Во введении обосновано направление исследований, показана их актуальность, сформулированы основные задачи работы и положения, выносимые на заииту.

В первой главе диссертации рассмотрены основные характеристики солнечной короны, ее структуры и конфигурации магнитных полей, которые являются граничными условиями для формирования солнечного ветра и определяют суиествование крупномасштабных неоднородностей в короне и в солнечном ветре. Изучение детальной структуры короны на различных высотах является одним из наиболее эффективных методов получения информации о магнитных полях солнечной короны. Обобиеиие и анализ этих данных приведен в 51.2-1.5 диссертации. Полярные лучи представляют особый интерес из-за сходства их геометрии с силовыми ливнями намагниченной сферы, и на этой основе в диссертации приводится изучение геометрии течения солнечной плазмы и магнитных ролей в полярных областях короны.

Кроме структурных рисунков короны для изучения конфигурации короналышх магнитных полей широко используются методы экстраполяции в корону фотосферных магнитных полей. В § 1.6 диссертации проведен анализ геометрии короналышх магнитных полой, рассчитанных в потенциальном приближении, и их сравне-

нне с различными образованиями в короне. В расчетах била использована дополнительная информация о крупномасштабных свойствах магнитного поля по данным о границе раздала полярностей, наблюдаемой в линии На. Влияние солнечного ветра имитировалось введением поверхности нулевого потенциала. В целом наблюдается качественное согласие модельных и наблюдаемых структур коронн, однако, в ряде случаев геометрия поля не соответствует геометрии структурных образований. Большая часть закрытых конфигураций поля располагавгсл в активных областях «ли вблизи их. Однако следует отметить, что согласно расчетам, даже в активных областях имеются открытие участки поверхности. Значительное количество открытых конфигураций начинается либо в самих активных областях, либо примыкает к ним. Зто, по-видимому, является следствием перераспределения магнитного потока активных областей со спокойными участками фотосферы, что приводит к образованию замкнутых структур п спокойной короне и открытых - в активных областях.

Пониженная активность высоких широт Солнца позволяет предположить отсутствие там сильного искажения структур потенциального магнитного поля. Подобный анализ результатов расчета конфигурации магнитных полей и сравнение с границами коро-нальннх дыр (КД), полученными по данным наблюдений Солнца в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах, показали достаточно хорошее качественное согласие. В частности, значительные различия полярных КД северного и южного полушария, полученные по наблюдениям, довольно отчетливо видны и по результатам расчетов. Однако, вблизи активных областей (ЛО) расходимость силовых линии магнитного поля, согласно расчета-1, оказывается слишком больной. Мы приходим к выводу об ограниченной применимости потенциального приближения для получения детальной конфигурации магнитных полей, в данном приближении достаточно хорошо описываются крупномасштабные открытые структуры неактивных полярных широт Солнца, где большую часть 11-летнего солнечного цикла доминируют слабно крупномасштабные поля диггольного типа. Вблизи активных областей рассчитанные открытые конфигурации плохо соответствуют отдельннм эке-

периментальннм и теоретическим результатам, что, по-видимому, обусловлено влиянием корональных токов, "экранируювих" сильные магнитные ноля АО.

В § 1.7-1.Ю проведен анализ и обобшение сувествуюиих моделей солнечного ветра,, энергетики коронального расширения и роли воли п Формировании солнечного вечра.Сравнение результатов расчетов различных моделей с экспериментально наблюдаемыми параметрами солнечного ветра показывает, что качественно ати модели дают верную картину. Орнако, задание наблюдаемых параметров на орбите Земли приводит к слишком низким концентрациям и высоким температурам в короне.

В §1.11 рассмотрена полуэмпирическаи модель солнечного ветра, в основу коюроИ заложено постоянство потока частиц и потока энергии в основании короны. В отличие от суисствую-иих моделей, "для замыкания системы уравнений, 0!шсываюв1гх формирование солнечного ветра (уравнение движения и сохранения потока частиц), в работе использованы данные наблюдений по распределению электронной плотности в короне пе(г). Для различных вариантов п(г), соответствуювих различным областям коронн (полярные н экваториальные области в минимуме и максимуме солнечной активности), получено распределение основных параметров солнечного ветра: температуры, потока дополнитель-ноП энергии и скорости на расстояниях от внутренней короны <1.О5Я0) до орбиты Земли (215ко). Для всех вариантов п(г) можно выделить область эффективного нагрева плазмы с локаль-ннм максимумом температуры на расстояниях 15+зоко . В этой области ускорение плазмы солнечного ветра существенно уменьшается или становится отрицательным. Наличие локального максимума в распределении т(г) позволяет сделать некоторые выводы о физической природе пополнительного потока энергии.

Внсказпно предположение, что основную роль п "подогреве" плазмы на расстояниях 10+40Кв играют альвеновские волны.

Во второй главе рассмотрен вопрос происхождении квазиста-циомарннх высокоскоростных потоков солнечного ветра и локализации на Солнце их истечения. Этот вопрос имеет большую нсто-ри». Кто задолго до прямых измерений солнечного ветра позник-

новенпо магнитных бурь связывали с корпускулярными потоками, истекакшими из АО. Многочисленные изучения методом наложенных эпох соответствия геомагнитных возмуяеннй прохождении через центральный меридиан Солнца АО (пятна, флоккулы, радноусиле-ния, корональние конденсации, исчезавшие волокна и др.) дали противоречивые результаты.

В диссертации проведен критический анализ результатов этих исследований и найдены причин!, противоречивости выводов по этому вопросу. Прежде всего показано, что достаточно часто крупномасштабные открытые области в короне, в которых формируется высокоскоростной солнечный ветер, располагаются по соседству с АО. Нерадналыюсть течения солнечной плазмы на малых расстояниях в короне, а также использование при анализе скоростей солнечного ветра, наблюдаемых вблизи Земли, приводит к тому, что определение областей локализации геоэффективного потока от Солнца по долготе, также как и по широте, возможно с точностью *± 20°. Кроме того, необходимо отметить, что вплоть до 1973г. почти все наблюдения короны производились лишь на лимба Солнца. При таких наблюдениях измеряются интегральные характеристики протяженной по долготе и высоте области в короне. Это значительно затрудняет определение на Солнце истинного места локализации отдельных потоков солнечного ветра и приводит к тому, ч-'о при использовании практически одних и тех же данных для анализа внводы об источниках ВСП оказываются противоречивыми. Одни .авторы считали источником геоэффективных потбков АО, в то время как по мнению других-квазистационарние потоки солнечного ветра формируются вне АО. Следует отметить, что на результаты анализа, по-видимому, значительное влияние оказывали су*ествую«ие в то время теоретические модели солнечного ветра, в частности, го-дель Паркера, из которой следовала единственная возможность увеличения скорости солнечного ветра за счет увеличения температуры короны, что является характерным длн АО.

Между тем, эта точка зрения сразу же сталкивается со значительной трудностью: почему не все АО сопровождаются ССН, и

почему наблюдаются геоэффективные потоки в отсутствии АО. В § 2.2 диссертации представлен анализ данных цо потоку энергии солнечного ветра fcb и интенсивности зеленой корональной линии ^(Бзозл), который показал суаествованив связи между ними, причем неожиданным было то, что эта связь оказалась обратной. Областям п короне, характеризующимся усиленным излучением, т.е. повышенными значениями п и т в основании коро-

о о

мы, соответствовал солнечный ветер с потоком энергии суиест-яенпо меньше среднего, а областям короны, слабо излучаювим -высокоскоростной солнечный ветер с потоком энергии значительно больше среднего. На этой основе было высказано предположение о постоянстве потока энергии, поступавшего в корону, т.е.

F - F + F " const., п св .и

где f - поток онергии, излучаемый короной. Так как для формирования высокоскоростных потоков солнечного ветра необходима онергип в 2-3 раза больше, чем для среднего солнечного ветра, то отсюда следует, что области формирования таких потоков в короне должны мало излучать. Таким образом, согласно нашей концепции, области в короне, в которых формируются квазистационарные высокоскоростные потоки солнечного ветра, характеризуются пониженной температурой и низкой плотностью в основании короны. Следовательно, дополнительный источник энергии, необходимый для формирования ВСП, должен иметь нетепловой характер. Это могут быть ачьвеновские или мапппозвуковые волны, поступавшие из хромосферы и переходной области.

Этот результат был несколько неожиданным, так как противоречил существующим в то время моделям и теориям солнечного ветра (теории Паркера и многим другим) в том, что высокоскоростной солнечный ветер Формируется в областях короны с повышенной температурой.

Если наша концепция о постоянстве потока энергий, поступающего в Kopoiiy, верна, то следует ожидать, что в открытых областях короны с пониженной плотностью амплитуды волн, которые обеспечивают дополнительный поток энергии, должны быть максимальными или, но крайней мере, большими, чем в областях короны с замкнутыми конфигурациями магнитных полей, которые

характеризуются увеличенными плотностью и температурой.

Для количественных расчетов потока волновой энергии и ан -плитуд скоростей различных типов волн в работе использовались результаты наблюдений концентрации, температуры и нетопловнх скоростей в короне, полученные различными авторами.

• Анализ распределения амплитуд нетепловых скоростей для различных областей короны показал, что действительно областям с пониженными значениями пит соответствуют максимальные значения амплитуд, а наилучшими кандидатами для доставки энергии в солнечный ветер являются альвеновские волны. Полученные результаты подтверждают предположение о постоянстекэ потока энергии, поступающего в основание короны, и позволяют сделать вывод о том, что ,;оифигурация магнитных полей в короне определяет формирование параметров солнечного ветра.

Для проверки этого результата в § 2.3 диссертации рассмотрен вопрос о связи гидродинамических параметров солнечной короны с геометрией течения на г = 1.5+зяо.Используя данные наблюдений о распределении электронной концентрации п.(г) для различных областей короны (полярные области в минимуме солнечной активности, экваториальные - в максимуме), а также геометрию течения г|г) из структурных рисунков короны, било показано, что действительно. - областям короны со сверхра-диально расходящейся геометрией течения (01) соответствуют более высокие скорости плазмы и низкие плотности, чем для радиального течения (г = 1). Температура и градиенты температуры в областях короны с т оказываются ниже, чем в области с е-1.

На основе внеатмосферных данных измерений характеристик солнечной коронн в рентгеновском и ультрафиолетовом излучении Солнца Кригер и др. (бсняг РЬуа., 1873, V.29,р505} нашли, "то Области истечения высокоскоростных потоков действительно совпадают с крупномасштабными областями на солнечном диске со значительно пониженной эмиссией, которые получили название короналышх дыр.

В § 2.5-я.я диссертации проведен анализ результатов исследований связи внсокоскоростннх потоков солнечного ветра о ко-

рональннми дырами и представлена разработанная автором обоб-венная модель формирования квазистационарных високоскоростных потоков солнечного ветра. В основу модели заложено постоянство потока энергии и массы, поступавших в основание короны, а также определявшее влияние крупномасштабно!) конфигурации ко-рональных магнитных полеП на энергетику короны и солнечного ветра. Главным и принципиальным отличием модели от всех су-вествуюиих и ее основным достоинством является связь дополнительного (волнового) потока энергии г на гг1.5(?о или потока энергии солнечного ветра на больших расстояниях (г>бон ) с потоком энергии, излучаемым короноП П этоП модели наря-

ду с известными уравнениями движения и сохранения потока частиц для нерадиального течения в короне уравнение для энергии задавалось в виде:

г 2 2

рк + рт + ря + Р<1 +ГГу=ро ' Рр~-Г ЛСП" * П*)«1*.

где и ,р иг - соответственно потоки кинетической, V 9 т

гравитационной и тепловой энергии, А(т) - излучатепьная способность корональной плазмы.

Для областей коронн с преимувественно открытой конфигурацией с возрастанием Г уменьшается по в короне и соответственно , а рсв и V возрастают, и V приближается к максимальному значению » 800 км/с.

Таким образом, мы приходим к выводу, что основным регулятором потока энергии солнечного ветра и, соответственно, скорости, является конфигурация магнитных полей в короне , которая определяет геометрию течения на г=1.02но, плотность корональной плазмы и поток энергии, излучаемый этой областью коронн. В соответствии с этой моделью, квазистационарные высокоскоростные потоки солнечного ветра должны истекать из областей коронн с низкой концентрацией и пониженной температурой, которые характеризуются преимущественно открытой конфигурацией корональних магнитных полей и сверхрадиалыю расходящейся геометрией течения на малнх расстояниях в короне. В этих областях основная часть полного потока энергии, поступающего в корону в виде алызеновских волн, переходит в тепло-

вую и кинетическую энэрги» солнечного ветра на г>2Я0, и тон самым обеспечивается энергия для формирования солнечного ветра СО СКОРОСТЯМИ 600-800 км/с.

Третья глава диссертации посвяаена экспериментальным исследованиям характеристик областей на Солнце, в которых формируются квазистационарные высокоскоростные потоки солнечного ветра. Согласно результатам обобвенной модели, представленной в предыдукей главе, характеристики областей локализации на Солнце ВСП полностью соответствуют свойствам корональннх дыр, эмпирические характеристики которых рассмотрены в аз.1. Особенно четко корональнье дыры проявляются на спектрогелиограм-мах в различных линиях излучения, которые формируются при температуре вьшо б-ю5к.

Все корональные дыры, как экваториальные, так и полярные, расположены в больших униполярных магнитных ячейках, наиболее важной характеристикой которых, с точки зрения формирования КД, является ее размер, степень униполярности и распределение величины напряженности магнитного поля в пределах этой ячейки и вокру1 нее (§з.2|. Рождение и'разрушение КД однозначно связано с изменением фотосферных магнитных полей и соответствую-аей перестройкой конфигурации полей ^ короне.

Связь КД с активным» областями и их эволюцией рассмотрена в §з.з,з.4 диссертации.Показано, что две или более крупномасштабные биполярные' магнитные области, расположенные определенным образом друг относительно друга, так что их магнитные полярности одинакового знака объединяются, приводят к появлению одной большой униполярной области. При этом будет создаваться благоприятная ситуация для формирования открытой нер-.-диально расходяиейся конфигурации магнитных полей в короне. В этом случае КД и соответственно области формирования ВСП будут примыкать к крупномасштабным активным областям. Однако, такие же условия могут реализоваться и без соседства активных областей, в частности, в крупномасштабных униполярных областях. В отличие от первой ситуации, в этом случае граница КД не будет иметь резкого контраста. Типичным примером такого рода конфигурации являются полярные области в период, близкий

к минимуму солнечноП активности. Однако, практически все низкоширотные и средноширотные КД так или иначе непосредственно связаны с активными областями .или с их "остатками", так как ври полном отсутствии какой бы то ни бнло активности на диске Солнца BCII вблизи Земли не наблюдаются, а это означает отсутствие КД на широтах ±зо".

Важной характеристикой КД является напряженность магнитного ноля в них, которая рассмотрена в §3.5. Величина В в низ-коишротних К!1 сравнима с напряженностью магнитного ноля в об ластях солнечноП поверхности вне КП, что указывает па то, что появление КД не связано с величиной продольного поля, а скорее определяется его крупномасштабной топологией и тем, как оно связано с полями соседних участков Солнца.

Важная информация о КД может бить получена но наблюдениям белой короны, но в основном они касаются крупномасштабных КД, которые в иомен г наблюдения находятся на лимбе.

Для изучения долговременных изменений полярных корональных дыр (ПКД) автором были использованы данные затменнгч наблюдений белой короны с 1870 по 1370гг. ( §з."). Анализ этих данных позволил сделать слелуюаие выводи. Размеры плояадей, занятые ПКД, существенно изменяются в цикле солнечной активности. В период спада солнечной активности, минимума и * 2 года после него в полярных областях Солнца реализуются условия для формирования КП. Максимальная плоиадь ИКД наблюдается в период, близкий к минимуму солнечной активности, и составляет величину около ю% от полной поверхности Солнца. В период максимума солнечной активности (период вереполюсовки полярных магнитных полей « 3 года) ПКД практически отсутствуют, и наблюдаются лишь средне- и низкоширотные КД небольших размеров и, как правило, с малым временем жизни (2-з солнечных оборота).

В четвертой главе диссертации рассмотрена геометрия течения солнечной плазмы п короне и ее роль в формировании крупномасштабных неоднородностей в солнечном ветре. Конфигурация магнитны/ нолей в короне и геометрия течения важны в двух ас-сектах . 1>о-11врвйх, как показано в работах автора и предадут«

ir.

главах диссертации, энергетика солнечного ветра связана с конфигурацией магнитного полн в короне. Во-вторых, нералиаль-ность течения плазмы в короне приводит к существенному перераспределению плазмы солнечного ветра по широтам.

Автором был предложен метод определения степени расходимости f(r) в корональннх дырах, а также величины полярных магнитных полей в в нижней короне по данным затменных наблюдений короны и измерениям радиальной компоненты ММП.

Изучение структурных рисунков короны показало, что при низком уровне солнечной активности среднее значение расходимости течения f(r) и полярных корональных дырах равно г-з. Учитывая, что средняя величина ММП мало изменяется, можно найти величину полярного магнитного поля из условия сохранения магнитного потока:

V V-T- >2f<r>.

о

где Вг - радиальная компонента ММП на гелиоцентрическом расстоянии г.

Оценки величины полярного поля, полученные по этой формуле, дают значения п » 4-бГс, слабо зависяние от широты. Как правило, наблюдается асимметрия расходимости для северной н пжной полярных шапок.

Полученные в работе значения средней напряженности магнитного поля для полярной шапки достаточно хорошо согласуются о данными других оценок и измерений. Однако мы не получили даже тенденции к быстрому падению величины поля с уменьшением ге-лиографнческой широты, которое предположили Свалгард и др. (Solar Phys.,1978, v.55, p.225-240) ДЛЯ ОбЪЯСКеНИЯ ГОДОВЫХ изменений напряженности полярных магнитных полей.

Некоторую информацию о геометрии течения в корональных дн-■pax можно получить из сопоставления прямых наблюдений солнечного ветра с положением 1!Д по рентгеновским данным, которое приведено в §4.1. Анализ показывает, что набладпемые ВСП, как правило, можно связать либо с низкошнротними КЦ, либо с выступами ПКД на широтах «20°. Корональние днры, удаленные более чем на зо" от экватора, не дают возрастания скорости

вблизи Земли. Это согласуется со значениями расходимости, полученными нами на основе структурных рисунков корони.

Представленная в работе модель формирования солнечного ветра дает возможность установит!) физическую связь наблюдаемых особенностей солнечной корони И ее характеристик с параметрами солнечного ветра. Эта связь обусловлена тем, что крупномасштабные магнитные поля на Солнце, определяя глобальную структуру солнечной корони а, следовательно, гелиосферн, одновременно являются одним из основных граничных условий, влияюких на формирование его параметров.

П §4.2-4,4 диссертации рассмотрено влияние расходящейся геометрии течения в короне на формирование параметров солнечного ветра. В рамкау. представленной обобщенной модели солнечного ветра находит объяснение происхождение несжатых увеличений плотности к солнечном ветре. Согласно этой модели, несжатые "уилтненпя" формируются в областях короны с нерадиальной сходящейся конфигурацией магнитных полей, т.е. в структурах типа опахальных лучей, которые характеризуются повышенными значениями плотности и температуры, а также наличием замкнутых магнитных силовых линий (арки). Это позволяет считать, что для таких структур поток волновой энергии на больших высотах будет значительно меньше, чем в открытых областях короны, ы поэтому дополнительный поток энергии для формирования солнечного пегра на г>1.5гг„ в этих областях обеспечивается, в основном, теплопроводным потоком. Результаты модельных расчетов скорости, плотности и протонной температуры плазмы солнечного ветра для степени нерадиальжкпн /'-о.э оказываются близкими к наблюдаемым характеристикам несжатых увеличений плотности.

Определяющая роль сходящейся конфигурации магнитных полей в короне в образовании холодных "уплотнении" в солнечном ветре обуславливает близость областей их формирования к межпланетному токовому слою, так как в основании нейтрального слоя находятся замкнутые линии магнитного поля в короне и коро-нальмне структуры со сходящейся конфигурацией течения плазмы. Такая связь прослеживается особенно отчетливо в период, близ-

кий к минимуму солнечной активности, так как именно в ото время межпланетный токовый слой формируется, в основном, полями самого большого масштаба, близкого к дипольному.

Как известно, глобальная структура солнечной короны претерпевает значительные изменения в цикле солнечной активности. Наиболее отчетливо ота изменчивость выявляется при сравнении структурных форм солнечной короны в минимуме и максимуме солнечной активности. В связи с этим естественно ожидать изменений характеристик солнечного ветра в цикле солнечной активности. Это подтверждается изучением вариаций космических лучей и геомагнитной активности, которое показывает, что условия в межпланетном пространстве закономерно изменятся в 11-летнем цикле солнечной активности. Однако, даннне непосредственных наблюдений скорости солнечного ветра такой закономерности но покапывают. Мы полагаем, что одной из причин этого несоответствия является то обстоятельство, что измерения параметров солнечного ветра проводятся в основном лишь в локальной области межпланетного пространства вблизи плоскости эклиптики.

В §4.5 диссертации представлены результаты исследования крупномасштабных свойств гелиосферн на основе предложенной модели по данннм наблюдений поляризационной яркости белой короны. Скорость солнечного ветра на больших гелиоцентрических расстояниях (г>о.з а.е.) однозначно связана с электронной концентрацией п» в основании короны. Кроме того, для построения трехмерной картины поля скорости солнечного ветра были использованы результаты оценки нерадиальности течения для различных коропалышх структур, полученные, в предндувем разделе.

Расчеты показали, что поле скорости солнечного ветра закономерно изменяется в 11-летнем цикле солнечной активности. Главной особенностью этой картины является то, что в течение больной части солнечного цикла, кроме эпохи максимума, в полярных областях гелиосферн присутствует высокоскоростной солнечный рчтер. В период минимума солнечной активности скорость солнечного ветра и широтный градиент достигают наибольших

значении. Примерно половина гелиосферы в этот период занята низкоскоростным солнечным ветром, а остальная часть - ветром со скоростью «700 км/с.

Изменения глобальной картины поля скорости солнечного ветра в гелиосфоре, также как и гелиоширотная зависимость, скорости, находятся в хорошем согласии с данными, полученными но радиопросвечиванию.

В пятой главе диссертации рассмотрены вопросы формирования и эволюции крупномасштабных неоднородностей в солнечном ветре при распространении ВСН в межпланетном пространстве. Необходимость рассмотрения н решения этих вопросов обусловлена тем, что на расстояниях г>зон0 при наличии крупномасштабной неоднородности скорости солнечного ветра по гелиод лготе квазистационарные высокоскоростные потоки начинают существенно деформироваться. Особенно сильно это проявляется на переднем Фронте ВСП, на котором формируется сжатие, характеризующееся повышенными значениями плотности частиц, температуры, магнитного поля, и является наиболее геоэффективныи.

В рамках МГД-приближення в § 5.1 рассмотрена эволюция высокоскоростных потоков солнечного ветра с увеличением гелиоцентрического расстояния. 1! качестве граничных условий задавались зависимости от времени скорости солнечного ветра в виде трапециевидных возмуаений одинаковой амплитуды, но различной ширины, начальные значения соответствовали стационарному решению для Фоновых граничных условий. В такой постановке все величины зависят только от времени и гелиоцентрического расстояния. Меридианальные компоненты скорости и магнитного поля полагались равными нулю.

Анализ проведенных нами расчетов для различных вариантов распределения скорости показал, что при увеличении гелиоцентрического расстояния профиль скорости высокоскоростного потока сунественно деформируется, а амплитуда узких потоков существенно уменьшается. В некотором отношении межпланетная среда действует подобно низкочастотному фильтру, при этом мелкомасштабные структуры скорости с большой амплитудой, присутствующие на о.з а.е., в основном ослабляются на ггла.о.

Минимальные скорости солнечного ветра возрастают, а максимальные уменьшаются при удалении от Солнца. Эффективность затухания высокоскоростных потоков с гелиоцентрическим расстоянием опредстяется их размером по долготе. Максимальная скорость потока, наблюдаемого вблизи орбиты Земли, существенно зависит от пирнны потока и возрастает с увеличением размера DC1I по долготе от ю° до ао° , а при дальнейшем увеличении ширины практически не изменяется.

Таким образом, учет взаимодействия ВСИ с окружающей плазмой при их распространении к Земле объясняет зависимость максимальной скорости потока, наблюдаемой на 1 п.о,, от размера соответстпуишоЛ корональноЯ днрн, полученной Нолтои и др. {Solar Phyn.,i и 7 с,v.iG, j 1 з о з). Закономерности изменения скорости солнечного ветра при распространении ВСИ от Солнца, полученное нами из модельных расчетов, подтверждаются сравнением непосредственных наблюдений параметров солнечного ветра на различны/ гелиоцентрических расстояниях.

При распространении крупномасштабных ВСП на большие гелиоцентрические расстояния аффекты взаимодействия выражены еае в большей степени. Неоднородность по скорости уменьшается, а неоднородность по плотности, наоборот, возрастает. Это приводит к тому, что большая часть массы солнечного ветра оказывается сосредоточенной вблизи переднего Фронта потока и заключена в узких областях, ограниченных прямой и обратной ударники волнами. Динамическое давление солнечного ветра может изменяться вблизи 5а.е. на два порядка величины при прохождении через фронт потока и область разрежения.Эта особенность имеет важное следствие при взаимодействии солнечного ветра с магнитными полями планет. Например, положение границы магнитосферы Юпитера будет претерпевать значительные перемещения при ее пересечении могными геоэффективными потоками солнечного ветра.

В § 5.3-5.ó диссертации проведен всесторонний анализ результатов исследований связи декаметрового излучения Юпитера с солнечной и геомагнитной активностью и выявлены причины противоречивости пнводоп различных исследований. Во-первнх,

наиболее существенным является то обстоятельство, что во всех работах, в которых проводилась корреляция между декаметровнми радиоизлучениями Юпитера и геомагнитной активностью (а также с солнечной активностью), не учитывалось взаимное расположение Земли, Солнца и Впитера. Во-вторых, не учитывалось различие в скоростях гоооффективных потоков. Роль этих Факторов оказывается весьма существенной. Так, например, для момента времени 2-х месяцев до противостояния Земли и Юпитера время запаздывания it между геомагнитными возмущениями и соответствующим возмущением в магнитном поле Юпитера составляет «15 дней для скорости геоэффективного потока «700 км/с, в то время как спустя 5 месяцев после противостояния при v»7oo км/с геомагнитные возмущения и возмущения магнитосферы Впитера, обусловленные одним и тем же долгоживутим потоком, будут наблюдаться одновременно, т.е. it=o. Кроме того, необходимо отметить, что связь между геомагнитными возмущениями и появлением радиовспышек в декаметровом радиоизлучении Юпитера при больших углах между направлениями Земля-Солнце и Юпитер-Солнце можно рассматривать лишь для долгож'ивуиих потоков.

Далее в §5.4 диссертации проведен анализ данных по скорости солнечного ветра, геомагнитной активности и радиовсплесков Юпитера в декаметровом диапазоне для периода сентябрь^-ноябрь 1962 г. вблизи противостояния Земли и Юпитера.При анализе учитывались угол между направлениями Земля-Солнце, Юпитер-Солнцо и скорости геоэффективннх потоков. Кроме того, при переносе геомагнитных возмущений к Юпитеру различались возмущения, связанные с высокоскоростными потоками солнечного ветра, и возмущения, которые вызываются ударными волнами. Последние выделялись на основе данных интенсивности космических лучей, в которых при прохождении ударной волнн наблюдается крутой Фронт Оорбуш-поникения. Анализ показал, что практически всем мовным геомагнитным возмущениям (Кр>25) соответствуют радиовспышки в декаметровом диапазоне. Широкие с большими скоростями рекуррентные потоки вызывают длительные и мойные радиовспышки, повторяющиеся таким re образом. Подобный анализ, выполненный для других периодов, подтверждает полученные ре-

зультатн. Так, для рассмотренного периода 98 дне» и 196 4 г. также вблизи противостояния 36 дней бнли маггитовозмунчшшми, из них зз являются и радиовспишечными.

Таким образом, анализ данннх по декаметровому радиоизлучению Юпитера и геомагнитным возмущениям за период с юг.о г. по 196-1 г. позволяет сделать вывод, что высокоскоростные потоки и ударные волны солнечного нетра, пересекая магнитосферу Винтера .генерируют радиовспышки в декаметровои диапазоне с интенсивностью потока 1 о_я 1 -з■ ю"2Пвт. м"2гц"1.

Установленная связь использована в диссертации в 35.6 для уточнения и определения средних скоростей геоэффективных потоков и ударных волн в солнечном ветре на расстояниях 1-5 а.е. Получено, что мощные геоэффективные потоки солнечного ветра распространяются до 5 а.е. со средними скоростями 600-тоо км/с, слабо затухая. Эти результаты бнли подтверждены впоследствии непосредственными измерениями параметров солне|-ного ветра на расстояниях 1-5 а.е.

В шестой главе диссертации рассмотрены основные крупномасштабные характеристики и свойства ММП. В работе показано, что одним из важных механизмов, ответственных за образование крупномасштабных неоднородностеП в ММП, являются временные вариации скорости истечения солнечного ветра, которые могут быть причиной долговременных С - 2 сут.) отклонений вектора ММП от спирального, конфигураций типа "изгибов" и, кроме того, приводят к уменьшению усредненного по сектору угла, определявшего направление ММП. Азимутальный угол ММП ? в экваториальной плоскости при наличии временных вариаций скорости солнечного ветра Эу/Эг может быть найден из следуюаего выражения :

Т = я - ягсскв [—(-—} 1п V <1г - Уг_г )],

г о

а

где г- гелиоцентрическое расстояние, о - угловая скорость врамення Солнца.

Очевидно, что при Эу/зг -о угол т соответствует модели Паркера, а зависимость угла * от ау/Эг существенно нелиней-

на. Отсюда следует, что при симметричных во времени изменениях скорости солнечного ветра среднее значение угла V должно быть меньше паркеровского, рассчитанного для средней скорости.

Анализ экспериментальных данных показывает, что действительно в периоды значительных ду/ас наблюдаются отклонения среднего угла V от спирального и, кроме того, оказывается, что в периоды низкой солнечной активности (когда Эу/ас - малы) угол У близок к паркеровскому, а в период высокой активности - значительно меньше его. В рамках рассматриваемой гипотезы находят объяснение экспериментально обнаруженные изменения в цикле солнечной активности угла между направлениями среднегодовых векторов ММП в положительных и отрицательных секторах.

Г седьмой главе представлены результаты анализа долговременных вариаций различных параметров солнечного ветра в цикле солнечной активности.Основное внимание уделяется изучению, природы изменений скорости и плотности потока частиц солнечного ветра, т.к. именно эти параметры в основном определяют динамические процессы в гелиосфере.

Обобщенная модель солне шого ветра, представленная в предыдущих главах, предполагает связь конфигураций корональных Магнитных полей с режимом формирования солнечного ветра и Поэтому значительных отличий временных вариаций пу для различных режимов его формирования. В частности,' если концепция о постоянстве потока частиц солнечной плазмы в основании короны верна, то следует ожидать связи площади КД на Солнце с ну низкоскоростного режима, которую можно представить в следующем виде:

- г г чг О - 5кд)

где п V - плотность потока частиц в основании короны, -

о о КД

полная плоиадь КД по всей поверхности Солнца, выраженная в долях полной поверхности Солнца (з0). Это выражение справедливо,' если полный открытый магнитннй поток Солнца мало ме-

няетсн во времени.

Лля стационарного высокоскоростного режим", nv в потоках из KU в основном будет определяться величиной напряженности магнитного пол., в КЛ

----, Вг «

-вп - 'vo< т7д )• где Вг - среднее значение радиальной компоненты ММП на расстоянии г, В„п - средняя напряженность магнитного поля в КД. к д _

Исследование долговременных вариаций nv для различных режимов формирования, результаты которых изложены в §7.6, действительно подтверждает тесную связь nv с плоиадью КД и позволяет сделать вывод о тон, что наблюдаемые долговременные вариации средней плотности потока частиц солнечного ветра в плоскости эклиптики связаны, в основном, с изменениями nv низкоскоростного режима, которые обусловлены глобальной перестройкой конфигурации магнитных полей в короне и соответствующим перераспределением потока массы солнечного ветра по гелиографическим широтам. Такого рода быстрые (1-2 солнечных оборота! глобальные перестройки происходят дважды в 11-летнем цикле солнечной активности. Первая - на Фазе роста солнечной активности перед максимумом - сопровождается сокращением пло-иади полярных КД и быстрыми изменениями положения межпланетного токового слоя. В частности, его отклонения от экваториальной плоскости увеличиваются от «15° до 60° одновременно с исчезновением ПКД. Это является следствием формирования закрытых крупномасштабных структур в полярных областях и, наоборот, - открытых в низкоширотных областях Солнца. Обратная картина глобальной перестройки происходит после максимума солнечной активности на фазе ее спада.

Наблюдаемые вариации значений nv для ВСП солнечного ветра достаточно хорошо согласуются с предположением о том, что и длв КД поток частиц солнечной плазмы в основании короны является величиной постоянной и не зависит от степени расходимости. Расходимость в Kii и, соответственно, nv в ВСП изменяются примерно вдвое в цикле солнечной активности за счёт вариаций средней напряженности магнитного поля в корональных

дырах.

В иастояиео время практически отсутствуют прямые методы измерения магнитных полей в короне, особенно в спокойных ее областях. Поэтому, в качестве индикатора изменчивости крупномасштабных магнитных полей в короне нами были использованы данные наблюдений спокойных солнечных волокон. Х.отя до сих пор не ясна природа формирования и исчезновения волокон, тем не менее, можно определенно считать, что их появление и исчезновение связано с изменениями характеристик крупномасштабных магнитных полей и токов, их создающих. Но крайней мере, несомненно, что предполагаемая глобальная перестройка фоновых магнитных полей на Солнце в периоды быстрого сокращения и формирования полярных КД должна проявляться и в характеристиках спокойных волокон, в частности, в их суммарной длине на Солнце (L).

Изучение вариаций длины солнечных волокон, результаты которого представлены в § 7.7 диссертации, показали, что моменты значительного возрастания и уменьшения уровня L совпадают с точностью до одного оборота с момента скачкообразных изменений уровня nv для низкоскоростного режима. Важно подчеркнуть, что указанные изменения ь носят глобальный характер, т.е. охватывают все долготы и почти все широты на Солнце. в качестве примера рассмотрен период январь-февраль 1982 г. За очень короткое время (менее одного солнечного оборота) длина волокон на всех долготах в интервале широт ±зо° уменьшалась почти вдвое. По данным измерений магнитных полей в Стенфорде в это время наблюдалось значительное ослабление крупномасштабных магнитных полей, а nv и величина напряженности ММП вблизи Земли существенно возрастали, что указывает на дополнительный вынос магнитного потока Солнца спорадическими потоками солнечного ветра, отклик этих событий в геомагнитной активности был также уникален. Достаточно сильные геомагнитные возмушения наблюдались почти непрерывно в течение с 30 января по 2 марта 1982 г. Заметим, что в этот период солнечная активность по числам Вольфа практически не изменялась.

Анализ вариация среднемесячных значении пу высокоскоростного режима показал присутствие отдельных значительных возрастаний плотности потока частиц, особенно в периоды предполагаемых крупномасштабных и глобальных перестроек магнитных полей на Солнце. В работе высказано предположение, что наблюдаемые всплески пу для высокоскоростного режима обусловлены нестационарными процессами в атмосфере Солнца.

Согласно развиваемой автором обобиенной модели солнечного ветра области Формирования стационарных ВСП отличаются от областей коронн, в которнх формируется низкоскоростной солнечный ветер, прежде всего отсутствием замкнутых конфигураций магнитного поля в короне. В соответствии с этим формированию КЛ должны предшествовать нестационарные процессы в солнечной атмосфере, сопровождающиеся исчезновением крупномасштабных замкнутых конфигураций магнитного поля в короне в этих областях, выбросами солнечной плазмы и, соответственно, формированием нестационарных ВСП с увеличенными значениями пу высокоскоростного режима без заметного увеличения пу, среднего по всем режимам. Данные и их анализ, приведенные в §7.8 диссертации, полностью подтверждают эту концепции. Практически каждому периоду увеличения скорости солнечного ветра и соответ-ствуюиему возрастанию уровня геомагнитной активности предшествует увеличение более чем на 20% среднемесячного значения 11V солнечного ветра высокоскоростного режима. Эта важная закономерность может бнть эффективно использована для разработки долгосрочного прогноза периодов повышенной геомагнитной активности.

В заключении сформулированы основные результаты, полученные в диссертации, и наиболее сувественные задачи будуних исследований, решение которнх важно для прогресса в области физики Солнца, солнечно-земной физики, а также для разработки методики прогнозирования геооффективных потоков.

В результате проведенных исследований выявлены п изучены источники основных крупномасштабных неоднородностей в солнечном ветре- Разработана модель формирования солнечного ветра, которая ппянопяет описывать наблюдаемое распределение средних

параметров солнечной плазмы на различных гелиоцентрических расстояниях, квазистационарнне высокоскоростные потоки и "несжатые" увеличения плотности в солнечном ветре, а также их источники на Солнце.

Получена крупномасштабная структура поля скорости солнечного ветра в гелиосфере и ее оволюция в цикле солнечной активности. Выявлены закономерности эволюции квазистационарннх .потоков солнечного ветра при распространении от Солнца, а также их связь с радиовспышками Юпитера в декаметровом диапазоне.

Изучена природа вариаций плотности потока частиц для различных режимов его формирования. Найдена связь долговременных вариаций пу с плоиадыо полярных корональных дыр.

Обнаружено, что периодам увеличений скорости солнечного ветрз вблизи Земли и соответствующему усилению уровня геомагнитной активности предшествуют быстрые изменения фоновых магнитных полей на Солнце, которые сопровождаются глобальной перестройкой конфигурации магнитных полей в короне, быстрыми изменениями длины спокойных волокон и возрастанием плотности потока частиц солнечного ветра высокоскоростного режима.

Полученные в диссертации закономерности о постоянстве потоков энергии и массы, поступапних в основание короны Солнца, можно распространить и на другие звезды с конвективными оболочками .

Проведеннье в диссертации исследования позволяют определить цели и пути дальнейших исследований по проблеме происхождения крупномасштабной неоднородной структуры солнечного ветра и ее связи с магнитными полями на Солнце.

Главный итог диссертации - создание функциональной модели формирования солнечного ветра, установление связи пространственно-временной организации крупномасштабных магнитных полей на Солнце с параметрами солнечного ветра и ММП. Полученные результаты позволяют более корректно решать как прямую задачу диагностики и прогноза геоэффективных возмуаений в солнечном ветре, так и обратную задачу исследования структуры и динамики магнитных полей Солнца по данным измерений параметров гон-

ге

печного ветра и ММП

Следует отметить, что исследования особе.шостей динамики фоновых полей в последнее время привлекают значительное внимание, поскольку глобальные свойства Солнца, проявляющиеся в крупномасштабной компоненте фотосферного поля, остаются во многом непонятными и неожиданными (глобальные вариации магнитного поля, магнитная "память" Солнца, разбаланс магнитного потока и др.).Возможно, эти явления отражают процессы, происходящие в лучистой зоне или даже ядре Солнца.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах :

1. Коваленко В.А. Солнечный ветер (монография). М.: Наука, 1ЭЯЗ. 272С.

2. Коваленко В.А., Малышкин В.Н. Связь параметров солнечного ветра с уровнем геомагнитной активности. - В сб.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М. : Наука, 1970, BH11.11, С. 194-200.

3. Коваленко В.А. Связь декаметрового радиоизлучения Впитера с солнечной и геомагнитной активностью. - Астроном, ж., 1971, Т.43, С.607-618.

•1. Коваленко В.Д., Малышкин В.Н. Декаметровое радиоизлучение Спитера, как индикатор высокоскоростных потоков и ударных волн в солнечном петро. - Геомагнетизм и аэрономия, 1971,

Т.И, С.888-890.

5. Коваленко В.А., Малышкин В.Н. Солнечный ветер и декаметровое радиоизлучение Впитера. - В сб.: Исследования по геомагнетизму аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1971,

ВЫП.20, С.24-51.

6. Коваленко В.А. о возможности регистрации электронных потоков радиоастрономическими методами. - В сб.: Результаты наблюдений и исследований в период МРСС, М.: Наука,. 1967, вып.4, с.5-7.

7. Kovalenlto V.A. and MalyKhkin V.N. Solar wind Research oll the date of Jupitters Radioburste. Proceed 12-lh Internationa! ennference on cosmic rays. - Hnbart, Australia,

1971, V.б, p.1992-1899.

8. Коваленко В.А., Логинов В.Ф., Малышкин В.В. Северо-южная асимметрия межпланетного магнитного поля. - Астроном.ж.,

1972, Т.50, С.828-833.

9. Коваленко В.А., Малышкин В.Н. Поток энергии солнечного ветра и энергетический баланс короны. - Солнечные данные,

1973, Т.7, С.62-67.

10. Kovalenko V.A. and Malyshkin V.N. Solar wind parametern and solar activity. - Proceed, of the 7-th Regional Consultation on Solar Physics. Stary Smokovec, 1973, p.333-341.

11. Коваленко В.А., Малышкин В.Н. Вариации параметров солнечного ветра в цикле солнечной активности. Солнечные данные,

1975, 3, С.95-99.

12. "оваленко В.А., Малышкин В.Н. Спектр мощности межпланетного магнитного поля и коэффициенты диффузии космических лучей. - В кн.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1975, вып.37, c.i09-ii8.

13. Коваленко В.А., Коржов Н.П. Полуэмпирйческая модель солнечного ветра. - Астрой.Ж., 1976, Т.53, С.148-153.

14. Коваленко В.А., Коржов i;. П., Малышкин В.Н. Крупномасштабные свойства межпланетного магнитного поля. - Астрон.ж.,

1976, Т.63,С.295-299.

15. Коваленко В.А.,Молодых С.И. Возможный механизм образования высокоскоростных потоков солнечного ветра. Письма в АЖ, 197В, Т.2, 4, С.200-206.

1в. Коваленко В.А., Молодых С.И. Механизм формирования высокоскоростных потоков солнечного ветра. - Труды У1 Консультативного совевания АН соц. стран по физике Солнца. М.: Наука, 1976, с.74-86.

17. Коваленко В.А., Молодых С.И. Локализация на Солнце областей истечения квазистационарннх высокоскоростных потоков солнечного ветра. - Астрон.ж., 1977, т.54, с.859-889.

18. Kovalenko V.A. and Molodyhh S.I. Coronal holes and quasi-stationary fluxes of solar wind. - SiblSMIR, ('reprint N 12-78, Irkutsk - 1978, lBp.

19. Коваленко В.А. Происхождение квазистационарных высокоскоростных потоков солнечного ветра. - Геомагнетизм и аэрономия, 1978,Т.18, С.769-797.

20. Коваленко В.А., Молодых С.И. Энергетический баланс открытых областей короны и солнечного ветра. - Писма в ЛЖ, 1978, Т.4, С.316-320.

21. Коваленко В.А. Мордвинов В.И. Конфигурация солнечных магнитных полей и физические характеристики солнечной короны. - В сб.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1979, вып.49, C.41-4G.

22. Коваленко В.А., Молодых С.И. Свойства корональных дыр и энергетические характеристики солнечного ветра. - В сб.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.:Паука, 1979, вып.45, с.3-8.

23. Коваленко В.А., Молодых С.И. Распределение параметров солнечной плазмы в открытых областях короны. - Солнечные данные, 1979, И, С.100-Ю5.

24. Коваленко В.А., Карпов В.П., Поламарчук Л.В., Сергеев A.B. Особенности модуляции космических лучей в 20-м цикле солнечной активности. - В сб.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1979, вып.49, С. 124-131.

25. Коваленко В.А., Карпов В.П., Поламарчук Л.В., Сергеев A.B. Исследование анизотропии космических лучей по стратосферным измерениям.- В сб.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1979, вып.49, с.132-141.

26. Коваленко В.А., Молодых С.И. Возможная причина пониженной температуры корональных дыр. - Письма в АЖ, 1980, т.6, 4, с.246-250.

27. Коваленко В.А. Пространственно-временные свойства солнечного ветра и межпланетного магнитного поля. - Космофизи-ческие аспекты исследования космических лучей. Международный семинар, Алма-Ата, 1980, с.17-18.

28. Коваленко в.А., Мордвинов В.И., Филиппов М.А. Влияние временных вариаций скорости солнечного ветра на структуру

МЧП. - в сб.: Исследования но геомагнетизму.аэрономии и Физике Солнца. М.:Иаука, 1980, вып.52, с.32-38.

29. Kovalenko V. A. Space-time of t.he solar wind and interplanetary magnetic field. - Physica Solar iterrestriк, 1981, i. 15, p.35-56.

30. Kovalenko V.A. Energy balance of the согопн and the origin of the high-speed solar wind streams. - Solar Phys.,19!il, N 73, p.383-403.

31. Коваленко В.А. Происхождение и динамика солнечного ветра.

- В сб.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1982, вып.61, с.118-153.

32. Коваленко В.А., Филиппов М.Л. О несжатых увеличениях плотности в солнечном ветре. - В сб.: Ипследсиания по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1882,

В1Ш.61, С.55-60.

33. Коваленко В.А., Молодых С.И. Связь скорости солнечного ветра с размерами коронильных дыр. - В сб.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1982, ВЫП.60, С.135-140.

34. Kovalenko V.A., Molodykh S.I. EvoluBion of high-speed solar wind streams during ¿heir motion outward from the Sun.

- SCOSTEP/STIP Symposium on Solar Interplanetary Intervals,1982, p.88.

35. Коваленко В.А., Филиппов M.A. Происхождение несжатых увеличений плотности в солнечном ветре. - Астрон. ж., 1983, Т.60,С.1186-1203.

36. Коваленко В.А., Мордвинов В.И. Влияние фоновых магнитных полей Солнца на крупномасштабную структуру ММП. - В сб.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1984, вып.68,с.119-1зо.

37. Коваленко В.А., Молодых С.И. Трехмерная структура скорости солнечного ветра по данным наблюдений поляризационной яркости белой короны. - В сб.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.:Наука, Ю84, .имп.св, 0.131-138.

38. Коваленко В.А. Эволюция трехмерной крупномасштабно» cipv-