Структура солнечной короны и неоднородность магнитного поля Солнца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

На правах рукописи

МЕРЗЛЯКОВ ВЛАДИМИР ЛЕОНИДОВИЧ

СТРУКТУРА СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ И НЕОДНОРОДНОСТЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА

Специальность 01.03.03 - физика Солнца

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Троицк Московской обл. 2006

Работа выполнена в Институте земного магнетизма, ионосферы и ¡распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова Российской академии наук

Научный руководитель: доктор фпз.-мат. наук Молоденский Михаил Михайлович (ИЗМИРАН)

Официальные оппоненты: доктор фпз.-мат. наук Веселовский Игорь Станиславович (НИИЯФ МГУ)

кандидат фпз.-мат. наук Кононович Эдвард Владимирович (ГАИШ МГУ)

Ведущая организация:

Главная астрономическая обсерватория РАН г. Санкт-Петербург

Защита диссертации состоится 28 ноября 2006 г. в _1Л_ ч. ЗА. м. на заседании диссертационного совета Д 002.237.01 при Институте земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова РАН (ИЗМИРАН) в конференц-зале института. Адрес: 142190 Московская обл., г. Троицк, ИЗМИРАН

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИЗМИРАН.

Автореферат разослан октября 2006 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д 002.237.01 ИЗМИРАН доктор фпз.-мат. наук

Михайлов Ю.М.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы

Исследование солнечной короны представляет собой важную задачу и с точки зрения самостоятельного объекта изучения высокотемпературной космической плазмы, п по прпчине значимости её как элемента в цепочке трансформации энергии внутренних слоев Солнца к магнитосфере и ионосфере Земли. Проведение таких исследований сопряжено с различного рода сложностями, порождаемыми очень слабой яркостью по сравнению с фотосферой в оптическом диапазоне длин волн. К тому же, для короны с её малой оптической толщей в наибольшей мере, по сравнению с фотосферой п хромосферой, сказывается эффект наложения на луч зрения структур, разнесенных в высотном и долготном интервалах. И это не позволяет надежно выделить изучаемый элемент и определить его пространственные координаты.

До середины прошлого века исследование солнечной короны велось по отдельным её изображениям, получаемым во время полных солнечных затмений. Анализ этих изображений выявил зависимость формы короны от солнечной активности. Поскольку степень солнечной активности определяется конфигурацией п напряженностью фотосферного магнитного поля, то естественным было связать структурные элементы короны с магнитным полем. Возникло представление о том, что структура короны представляют собой визуализацию магнитных силовых линий, вдоль которых происходит увеличение плотности плазмы.

В настоящее время накоплен обширный материал внезатменных наблюдений солнечной короны и измерений магнитного поля Солнца, охватывающий несколько солнечных циклов. Космические аппараты TRACE, SOHO, Коронас-Ф позволили исследовать изображения короны с высоким временным и пространственным разрешением. Получаемые из анализа всех этих данных факты, закономерности и зависимости не всегда укладываются в

устоявшееся представление о корональных элементах как визуализированных магнитных силовых линиях. Большинство из таких проблем относится к средней и внешней короне, видимой в рассеянном излучении фотосферы (К-корона). Для элементов К-короны, помимо противоречий наблюдениям, существуют трудности модельных построений. В частности, получение отдельных изолированных структур, увеличение в них плотности, а так же устойчивость к вариациям магнитного поля и динамическим явлениям. К тому же, есть проблемы выделения конкретных магнитных силовых линий и существенного увеличения вдоль них плотности.

Одним из путей преодоления возникших проблем может быть смена концепции образования структурных элементов К-короны. Среди возможных концепций наиболее перспективной выглядит та, в которой корональные элементы появляются от складок и сборок плотного слоя плазмы. Этот слой должен возникать в местах смены знака радиальной компоненты магнитного поля. В хромосфере такое происходит в протуберанцах, а во внешней короне - в гелиосферном токовом слое.

Цель работы

Поиск взаимосвязей между структурой К-короны Солнца и источниками солнечного магнитного поля. Предполагается, что корональная структура возникает от складок и сборок плотного слоя плазмы, расположенного на поверхности смены знака радиальной компоненты магнитного поля.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Обнаружено влияние источников, порождающих 30° — 60°, 8°, 3° неоднородность фотосферного магнитного поля Солнца, на конфигурацию ко-рональной нейтральной поверхности. Крупномасштабная неоднородность порождает шлемы, а мелкомасштабная - лучи и системы вложенных петель.

2. Показано, что каркас корональной нейтральной поверхности формируют источники на " активных долготах" и источник полоидального магнитного

поля, существенный вклад в который вносит реликтовый ток. Дипольный момент реликтового тока наклонён к оси вращения Солнца на 10° — 14°, а его величина равна 1/4 от полоидального в минимумах 21-23 солнечных циклов.

3. Найдена 40% вариация максимальной величины дипольного момента источника полоидального магнитного поля в циклах солнечной активности на основе обнаруженной связи с регулярной компонентой временного ряда чисел Вольфа. Показатель этой связи 1/3, при использовании самих значений чисел Вольфа величина показателя уменьшается до 0.04. Регулярная компонента представляет собой сумму синусоид с периодами 21.5 года и 19.3 года, отношением амплитуд 5:2. Эта сумма удовлетворительно описывает долговременные вариации солнечной активности и переменность длительности солнечного цикла.

4. Показано, что быстрые изменения магнитного поля фотосферного источника приводят к выбросу солнечной плазмы со скоростью до 1000 км/с в результате электрического дрейфа. Такие скоростные выбросы петельного типа и "гало" возникают из областей с замкнутой нейтральной поверхностью, опирающейся на кольцевую фотосферную нейтральную линию.

Достоверность и обоснованность результатов

Работа основана на наиболее надежных данных наземных и спутниковых измерений. Модельные построения соответствуют современным представлениям о физических условиях на Солнце.

Научная новизна

Показано, что лучевая и петельная структура солнечной К-короны, за исключением полярных перьев, возникает от проекции на картинную плоскость тонких плотных слоев, лежащих на поверхности смены знака радиальной компоненты магнптного поля Солнца. Шлемы и лучи появляются от складок такого слоя при его деформации по долготе с масштабом 30° — 60° и 3° соответственно. Видимые структуры вложенных и пересека-

ющихся петель представляют собой искаженные 3° масштабом замкнутые слои типа "оболочка".

Несовпадение угловых скоростей вращения корональных шлемов и ге-лиосферного токового слоя объясняется различием порождающих их источников. Внутренние и приэкваториальные источники определяют преимущественно вращение гелиосферного токового слоя, а среднеширотные - границ шлемов.

Предлагается модель среднеширотных источников магнитного поля в виде двух близко расположенных соленоидов, вариацией параметров которых удается получить на фотосфере 3 или 5 линий широтного раздела областей разнохк магнитной полярности.

Объясняются несовпадения видимого широтного положения корональных шлемов с прилимбовой конфигурацией корональной нейтральной линии особенностями проекции на картинную плоскость плотного слоя, расположенного на нейтральшш поверхности ("нейтральный слой"). И показано, что только по угловому положению протяженных шлемов > 4/?0 можно судить об истинном наклоне коронального нейтрального слоя.

Обнаружена стабилизация выше 5/?© конфигурации корональной нейтральной поверхности, каркас которой формируется двумя фотосферными источниками на "активных долготах" и источником полоидального магнитного поля.

Предложен метод оценки дипольных моментов магнитных источников, определяющих положение и ориентацию нейтрального слоя в короне, по наблюдаемому расположению протяженных корональных шлемов.

Предложена методика расчета дипольных моментов источника полоидального магнитного поля и реликтового тока. В расчетах используются данные магнитографических измерений полярных областей Солнца в эпоху минимума активности.

Получена оценка вероятного интервала наклона к осп вращения Солнца дипольного момента реликтового тока 10° — 14° с использованием двух

разных критериев.

Получена аналитическая формула для электрического дрейфа в случае временной вариации симметричного магнитного поля. Формула дана с учётом вклада отдельных гармоник разложения магнитного поля.

Показано, что поднимающийся в короне купол представляет собой электрический дрейф замкнутого плотного слоя типа "оболочка", сформировавшегося над кольцевой фотосферной нейтральной линией.

Найдена регулярная составляющая ряда чисел Вольфа, аппроксимируемая двумя синусоидами. Их амплитудная модуляция создает вариацию активности Солнца около 200 лет, наличие моментов сбоя фазы приводит к аналогичной вариации около 100 лет.

Обнаружена функциональная связь (показатель 1/3) между максимальными значениями дипольного момента полоидального магнитного поля и величиной регулярной составляющей ряда чисел Вольфа в цикле солнечной активности. При использовании в этой зависимости среднегодового чпсла Вольфа показатель уменьшается до 0.04.

Научная и практическая значимость

Найденное соответствие между структурными элементами солнечной К-короны и конфигурацией поверхности смены знака радиальной компоненты магнитного поля даёт принципиальную возможность по видимой структуре короны цолучить трехмерный вид этой поверхности. Такой восстановленный вид представляет ценность в качестве контроля расчёта коронального магнитного поля по фотосферным данным.

Условие появления протяженных корональных шлемов (> 47?©) при торцевом развороте нейтральной поверхности к лучу зрения позволяет определить её наклон к солнечному экватору по угловому положению этих шлемов, Наличие таких протяженных шлемов указывает, кроме того, на изменение формы нейтральной поверхности до расстояний « 5что важно для моделирования солнечного ветра и построений поверхности источника.

Обнаруженное проявление мелкомасштабной деформации нейтральной

поверхности в виде лучей, простирающихся до расстояний существенно превышающих уровень её стабилизации, имеет важный аспект для моделей формирования плотного слоя плазмы и изучения текущего по нему тока.

Выявленная взаимосвязь между корональными структурными элементами и подфотосферными областями усиления магнитного поля позволяет определять некоторые свойства динамики вращения п конвекции по наблюдаемой переменности структуры К-короны.

Разработанная методика расчета параметров источника полоидального магнитного поля может быть использована в стандартных расчетах коро-нального магнитного поля Солнца.

Полученные оценки величины и ориентации дипольного момента реликтового тока представляют интерес для моделей подфотосферной конвекции, дифференциального вращения и теорий эволюции магнитного поля звёзд на этапе пх образования.

Продемонстрированная возможность представления вариации солнечной активности суммой двух периодических функций является важным для моделей генерации переменного магнитного поля Солнца.

Обнаруженный регулярный сбой, каждые 200 лет, в циклической вариации солнечной активности, вероятно, связан с условиями генерации переменного магнитного поля Солнца и в этом плане представляет интерес для моделей строения и динамики внутренних областей Солнца.

Полученная формула для скорости электрического дрейфа может быть использована для оценок временных изменений отдельных гармоник магнитного поля активной области по наблюдаемой траектории произошедшего из неё выброса вещества.

Выявленная связь выбросов коронального вещества петельного типа и "гало" с замкнутой нейтральной поверхностью над кольцевой нейтральной линией на фотосфере даёт дополнительный критерий поиска места зарождения выброса.

Апробация

Основные результаты работы докладывались на конференциях: Международная конференция по физике Солнца "Структура и динамика солнечной короны" (Троицк Моск. обл., 4-8 октября 1999 г.), Всероссийские астрономические конференции (С.-Петербург, 6-12 августа 2001 г., Москва, 3-10 июня 2004 г.), Международный симпозиум "Астрономия 2005: состояние и перспективы развития" (Москва, 1-6 июня 2005 г.), Всероссийская конференция "Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности" (Троицк Моск. обл., 10-15 октября 2005 г.); и на семинарах ИЗМИРАН.

Публикации

По теме диссертационной работы имеется 10 публикаций и отчет по гранту РФФИ.

Личный вклад автора

При решении поставленных задач автор разработал новые подходы и методики, в частности, разделение вкладов полоидальной и реликтовой составляющей магнитного поля, применение отличного от стандартного представления гармоник разложения магнитного поля. Модельные построения выполнены автором. Им также проведён анализ полученных результатов и дана интерпретация взаимосвязей между корональнымп структурами, под-фотосферной конвекцией и гелиосферным токовым слоем.

Структура и объем диссертации

Диссертационная работа состоит из введения, трех глав, заключения и приложения. Всё это изложено на 171 странице, где имеются 133 рисунка и 7 таблиц. Список цитируемой литературы включает 246 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обосновывается актуальность исследования и вытекающие из неё задачи диссертационной работы. Приводятся основные резуль-

таты, выносимые на защиту. Перечислены выводы и методики, имеющие научную новизну, а также акцентировано внимание специалистов по физике Солнца на некоторые важные, на взгляд автора, следствия из проведенного исследования.

В Первой Главе обсуждаются особенности структуры К-короны Солнца при различной степени солнечной активности. Отмечается, что при любой активности эта структура включает в себя лучи, системы вложенных петель и шлемы, расположение и впд которых определяет форму короны. Анализируются модели корональных шлемов, и выявляются проблемы согласования с наблюдательными данными модельных построений, где вц-димая структура короны представляется как визуализация конфигурации магнитных силовых линий. Менее проблематичным выглядит подход, в котором шлемы возникают от складок п сборок плотного слоя, лежащего на поверхности смены знака радиальной компоненты магнитного поля. Правомочность такого подхода была продемонстрирована М.М, Молодец-ским, который получил удовлетворительное согласие модельных щлемов с наблюдаемыми для ряда солнечных корон при разных фазах активности Солнца.

Вершины корональных шлемов в модели М.М. Молоденского образуются от сборки, что подразумевает переход к более или менее цдоской нейтральной поверхности. Исследования P.A. Гуляева указывают на такую возможность, что означает преобладание дипольной компоненты магнитного поля на корональных высотах > 2.5Л©. Для изучения дипольной компоненты проводился анализ полярного магнитного поля Солнца за три эпохи минимума солнечной активности по данным Wilcox Solftr Observatory. Средняя напряженность полярного поля в 1986 г. существенно превышала аналогичные значения в 1976 г. и 1996 г., что трактовалось как влияние реликтового тока с дппольным моментом, ориентированным в южную полусферу Солнца.

В результате модельного аналпза оказалось, что дипольный момент ис-

точника полоидального магнитного поля превышает дипольный момент реликтового тока в 4.1 раза. Наклон последнего к оси вращения Солнца не более 14°. Средняя за три эпохи минимума величина дипольного момента источника полоидального магнитного поля составляет 0.52 — 0.72Л|, гс в зависимости от условия насыщения сигнала магнитографа.

Для оценки дипольных моментов в каждой из исследуемых эпох минимальной активности Солнца использовалось представление о взаимосвязи между мощностями генерации полоидального и тороидального магнитных полей в солнечном цикле. Зависимость представлялась в виде степенной функции между максимальными величинами дипольного момента полоидального источника и количеством солнечных пятен, которое, как считается, связано с напряженностью подфотосферного тороидального магнитного поля, При использовании среднегодовых значений солнечных пятен в виде числа Вольфа показатель степени оказался 0.04, что, вероятнее всего, указывает на значительную случайную составляющую во временном ряду чисел Вольфа. Предложена процедура исключения этой составляющей за счет выделения регулярной компоненты, аппроксимируемой суммой двух синусоид с периодами 21.5 года и 19.3 года (см. работу [1]):

IV =

гоп по о - /2тг(£- 1974.70) \ „ . /2тг(* - 1975.56) \ 5,30 4- 93.3вш -1) +ЗС.7В1П -1)

где временной параметр £ дается в годах. Такое аналитическое представление регулярной компоненты IV описывает наиболее существенные особенности в изменении солнечной активности в интервале 1500 - 1996 гг. При этом проявляются надежно установленные гармоники вариации активности Солнца: вековая и 200-летняя. Последняя возникает от амплитудной модуляции двух синусоид с близкими периодами. Вековая вызвана периодическим сбоем фазы этих синусоид, сопровождаемого удлинением солнечных циклов. Очередной сбой фазы должен начаться с 23 цикла.

Использование регулярной компоненты IV в искомой функциональной связи увеличило показатель степени до 1/3 (в пределах ошибок возможна

и лпнейная зависимость). В случае наиболее вероятного показателя степени долговременные изменения максимального момента полопдального магнитного поля составляют 40%. Для исследуемых солнечных циклов 21-23 такие изменения не превышают 3%.

Результаты Главы 1 отражены в публикациях [1], [3], [8], [10].

Во Второй Главе исследуются структура солнечной К-короны и магнитные источники эпохи минимума активности Солнца. Характерной особенностью корональной структуры является наличие 2-4 протяженных шлемов, ориентированных преимущественно вдоль солнечного экватора. Появление таких шлемов возможно в результате проектирования на картинную плоскость тонкого плотного слоя, лежащего на поверхностях типа "тороид" или "деформированная плоскость".

Первый тип поверхности реализуется в короне 30 июня 1954 г. Эта корона относится к моменту самой минимальной активности Солнца, среднемесячное за июнь число Вольфа было 0.2. Дппольная и октупольная гармоники магнитного поля Солнца порождают тороидального вида нейтральную поверхность. Радиальная протяженность шлемов, зависящая от размеров "тороида", определяется квадратным корнем из отношения величин коэффициентов гармоник октупольной и дипольной. Из наблюдаемой протяженности это отношение 5.5, что согласуется с расчетами гармоник разложения фотосферного магнитного поля в минимуме 1996 г., когда взаимная ориентация дипольных моментов полоидального магнитного поля п реликтового тока была как в 1954 г. Две первые четные гармоники магнитного поля создавали искажение тороидальной нейтральной поверхности, приведшее к появлению двух близко расположенных западных шлемов. Из наблюдаемого положения корональных шлемов оценён наклон дипольного момента Солнца в 3° к оси вращения.

Исследование особенностей формирования корональных шлемов за счет искажений плоской поверхности проводилось по модельным построениям. В этих построениях искажения задавались синусоидой, амплитуда которой

уменьшалась с расстоянием. Её широта представлялась функцией <^(г, Л), зависящей от долготы Л и расстояния от центра модельной сферы г. Аналитический вид этой функции:

<р(г, А) = Л(г) зт(тА) ,

где Л(г) - амплитуда искажений, уменьшающаяся с увеличением г. Проекция <р(г, А) при торцевом развороте исследуемой плоскости к лучу зрения приводит к возникновению 2 или 4 шлемовидных образований с параметром т = 3, а когда т = 4, то появляются 3 наиболее протяженных шлема. Найденные параметры указывают на долготную неоднородность фотосферного магнитного поля ~ 60°, что является характерным для минимума солнечной активности.

Появление торообразной нейтральной поверхности, вероятно, связано с локальными фотосферными источниками на средних широтах. Их ди-польные моменты должны быть ориентированы по дипольнон гармонике полоидального магнитного поля. Исходя из 60° масштаба неоднородности, количество таких источников должно быть С. Когда такое количество приходится на каждую полусферу, то имеем три широтных линии раздела магнитной полярности. С учётом 3° наклона магнитного дипольного момента Солнца и оценок параметров источников полоидального и реликтового магнитных полей (Глава 1) получается, что суммарная проекция на ось вращения Солнца дппольных моментов этих источников должна быть не более 0.6 относительно внутреннего магнитного момента. Моделью таких источников могут быть два близко расположенных и противоположным образом ориентированных соленоида. В зависимости от положения двух соленоидов относительно центра модельной сферы на её поверхности возникают три или пять широтных линий раздела магнитной полярности. Оба варианта раздела реально наблюдаются.

Другая возможность формирования корональных шлемов реализуется за счет действия возмущающих факторов на плоскую нейтральную поверхность, которая создается полоидальным источником. Эффективное воз-

мущение нейтральной поверхности могут давать локальные униполярные зоны вблизи экватора. Их количество определяется масштабом неоднородности фотосферного магнитного поля, и в исследуемом случае модельного построения Л) требуется 3 или 4 в каждой полусфере.

Рассмотрены обе возможности формирования корональных шлемов на предмет согласия с наблюдаемыми скоростями вращения, с широтным распределением крупномасштабных униполярных магнитных областей, с конфигурацией фотосферных нейтральных линий. Оказалось, что для удовлетворения всем надежно установленным наблюдательным фактам требуется наличие обоих типов магнитных источников. Форма солнечной короны, следовательно, зависит от того, какой тип источников оказывается преобладающим в момент наблюдения. При этом, присутствие активных областей оказывается малозначимым фактором влияния на корону по сравнению со среднеширотными и приэкваториальными источниками.

Определялось местоположение среднеширотных и приэкваториальных локальных источников по вращению фотосферного магнитного шля. Наделено установленные периоды вращения 28.14 сут. и набор гармоник в районе 27 сут. связывались с влиянием указанных магнитных источников. Первый период, вероятно, отражает подфотосферные среднеширотные области вращения на расстоянии О.85/?0 от центра Солнца согласно гелпо-сейсмологическим данным. На этом расстоянии происходит усиление под-фотосферного поля на границах гигантских ячеек конвекции, и отмеченные области следует считать местами зарождения среднеширотных локальных источников. В экваториальной зоне на выходящий магнитный поток значимое влияние оказывают также супергрануляция и мезогрануляция, что объясняет набор периодов около 27 сут.

Существующая выше шпроты 60° стабилизация вращения магнитного поля 28.8 сут., по-видимому, вызывается прецессией дипольцого момента реликтового тока. Величина 28.8 сут согласуется с данными гелиосейсмо-логпи по угловому вращению радиативной зоны (430 - 435 нГц) от О.4Я0

до 0.65Rq, где и ожидается присутствие реликтового тока.

Результаты Главы 2 отражены в публикациях [3], [4].

Третья Глава посвящена исследованию структуры К-короны и магнитных источников эпохи максимума активности Солнца. Отличительной особенностью корональной структуры максимального типа - это большое количество шлемов и лучей вдоль всего солнечного лимба. Моделирование такого типа структуры оказалось возможным за счёт деформированного слоя, описываемого, как в Главе 2, функцией широты ср(г,Х). Масштаб искажений этой функции т=6 соответствовал наблюдаемой неоднородности фотосферного магнитного поля (« 30°). Для увеличения количества шлемов потребовалась дополнительная 8° деформация. Кроме того, исследуемый слой должен быть существенно наклонен к экватору. Большой наклон (> 60°) к солнечному экватору имеет место и для корональной нейтральной поверхности согласно расчётам Wilcox Solar Observatory. Такие соответствия модельного построения с наблюдаемой ситуацией подтверждают связь плотного слоя с местами смены знака радиальной компоненты магнитного поля.

Было также исследовано влияние мелкомасштабной неоднородности (от супергрануляцпи) на конфигурацию нейтральной поверхности. Модельные построения показали, что при 3° дополнительном искажении возникают лучи, геометрия которых может существенно отличаться от радиальной. Такого же рода искажения куполообразной нейтральной поверхности порождают вложенные петли. Когда куполообразная поверхность находится далеко от лимба по долготе (> 45°), тогда возникают две пересекающиеся системы вложенных петель.

Большой наклон корональной нейтральной поверхности вызван действием фотосферных источников, дипольные моменты которых ориентированы преимущественно по шпроте. Основной вклад дают источники, находящиеся на "активных долготах" - местах наибольшего выхода магнитного потока тороидального магнитного поля. Был проведен анализ этих мест на

"активных долготах" с целью определения условий формирования наклонной нейтральной поверхности.

Для указанного исследования использовались наиболее удобные для анализа моменты: 11 июля 1991 г. (затменные данные) и 10 - 12 января 2003 г. (снимки коронографа LASCO спутника SOHO). В эти моменты внешняя часть нейтральной поверхности имела небольшие отклонения от плоскости. Структура корональных шлемов в указанные дни сопоставлялась с картами фотосферного магнитного поля и расчетной корональной нейтральной линией. Из таких сопоставлений были получены некоторые закономерности. В частности, оказалось, что магнитные источники на "активных долготах" можно представить парой "магнитных зарядов" разного знака. Эти "заряды" находились в интервале широт 10° — 20°. Такая ограниченность по широте подтверждается магнитографическими наблюдениями Kitt Peak, по которым зона максимального выхода магнитного потока располагается вблизи 15° и практически не смещается в течение солнечного цикла.

Расчеты показывают, что "магнитные заряды" совместно с источником полопдального поля формируют каркас нейтральной поверхности. Выше уровня 5Rq наступает стабилизация формы этой поверхности. Сравнительный анализ положения корональных шлемов и наклона нейтральной поверхности подтверждает этот вывод, и дает критерий для оценки такого наклона по наблюдаемой гелиошироте протяженных (> 4Я©) шлемов.

Суммарная величина дипольного момента магнитных источников на "активных долготах" получилась равной 2.4 относительно реликтового. Эта величина оценивалась по положению корональных шлемов при торцевом развороте корональной нейтральной поверхности к лучу зрения. Переход к абсолютному значению проводился по методике разделения вклада полоидальной и реликтовой компонент в напряженности полярного магнитного поля (Глава 1). Для нахождения относительного суммарного дипольного момента исследуемых источников оказалось достаточно иметь рас-

четную конфигурацию корональной нейтральной линии по данным Wilcox Solar Observatory.

Над активной областью может существовать замкнутая нейтральная поверхность, опирающаяся на кольцевую фотосферную нейтральную линию. На этой поверхности также возникает плотный слой, формируя структуру типа "оболочка". Такая "оболочка" проявляется как купольное образование над солнечным лимбом. К примеру, во время солнечного затмения 11 июля 1991 г. зафиксированы два купола на западном лимбе, один из которых был более высокий и яркий. Более высокий надежно отождествляется с активной областью, находящейся за лимбом на 20° по долготе. Исходя из этого, получаем реальную высоту "оболочки" 0.74Л®. Имея реальную высоту, удается оценить дипольный момент исследуемой активной области в « 0.1 относительно реликтового.

Рассмотрены причины стабильности шлемовидной структуры по отношению к различного рода выбросам и вспышечным процессам. Основная из них связана с действием дрейфового механизма, который не приводит к крупномасштабной перестройке конфигурации магнитных силовых линий - движения вещества происходят поперёк этих линий. Установлено, что для корональных условий наиболее эффективным является дрейф электрический.

В случае изменения магнитного поля, вызванное переменами величины и положения хромосферного тока, электрический дрейф создаст узконаправленные потоки плотной плазмы. Эти потоки формируют корональные петли после хромосферной вспышки. В некоторых случаях возможно однонаправленное движение из обоих оснований петли вверх от фотосферы. Именно такой случай имел место в активной области №203 15 июня 1982 г., где послевспышечные петли располагались веером с наклоном от 23° до 45° к фотосфере.

Изменение магнитного поля в активной области вследствие повышения магнитного потока приводит к выбросу коронального вещества (СМЕ).

Дрейфовая скорость СМЕ в симметричном магнитном поле представляется аналитическим выражением (см. работу [5]):

т-л пСпР}.{COS0) / . Л Л ч

V = - Y. п—2 л ft л 2 /3 _l 2msinger + соввев) , п rn ¿M(4 cos¿ 9 -Ь sin'1»')

где Сп - временная производная коэффициента n-гармоники, (cosd) - присоединенный полином Лежандра. Выражение дается в сферических координатах, связанных с дипольным магнитным моментом М активной области, ег, ев - соответствующие единичные вектора, 9 - полярный угол.

На основе полученного выражения удается воспроизвести характерные особенности СМЕ: ускоренность и нерадиальность движения на начальном этапе, видимое расширение с сохранением формы. Эти особенности демонстрирует медленно поднимающийся купол в северо-западном секторе короны затмения 11 июля 1991 г. Этот купол отождествлён с замкнутой оболочкой, сформированной над кольцевой фотосферной нейтральной линией в активной области, удаленной от центрального меридиана на « 44° по долготе. При распространении такой оболочки под небольшим углом к лучу зрения возникает СМЕ типа "гало".

Результаты Главы 3 представлены в публикациях [2], [5], [6], [7], [9].

Заключение содержит общий вывод о достижении поставленной в работе цели. Приводятся результаты по каждой из трех глав диссертационной работы.

Приложение содержит формулы перехода между коэффициентами разложения на гармонпкп магнитного поля двух разных представлений. В данной работе используется запись для радиальной компоненты магнитного поля, отличная по форме от обычного разложения с присоединенными полиномами Лежандра.

Основное содержание диссертации изложено в работах

1. Merzlyakov V.L. Solar activity as a result of two-wave magnetic flux generation // Solar Phys. -1997. -Vol.170. -P. 425-435.

2. Мерзляков В.Л. Моделирование эволюции нейтральной линии при посто-

янном внутреннем магнитном диполе Солнца / / Труды между нар. конф. по физике Солнца " Структура и динамика солнечной короны", 4-8 октября 1999 г. -Троицк Моск. обл.,1999. -С. 317-321.

3. Мерзляков В.Д., Молоденский М.М. Определение отношения магнитных моментов переменного и реликтового диполей из анализа формы короны в минимуме солнечной активности // Тез. докл. Всероссийской астрон. конф., 6-12 августа 2001 г. -С.-Петербург,2001. -С. 125.

4. Кучми С.Д., Мерзляков В.Д., Молоденский М.М. О трехмерной структуре солнечной короны // Астрон. Ж. -2001. -Т.78, №10. -С. 953-960.

5. Молоденский М.М., Мерзляков В.Л. О дрейфовом движении плазмы в солнечной короне // Письма в Астрон. Ж. -2002. -Т.28, №4. -С. 314-320.

6. Мерзляков B.JT. Корональные шлемы и лучи как проявление неоднородности магнитного поля Солнца // Труды Гос. астрон. института им П.К.Штернберга. -2004. -T.LXXV. -С. 90.

7. Мерзляков B.JI. Параметры солнечных источников и форма гелиосфер-ного токового слоя // Труды Гос. астрон. института им П.К.Штернберга. -2004. -T.LXXV. -С. 90.

8. Мерзляков B.JI. Физические параметры реликтового тока в радиативной зоне Солнца // Труды Гос. астрон. института им П.К.Штернберга. -2005.

-T.LXXVIII. -С. 37.

9. Веденов A.A., Молоденский М.М., Мерзляков B.JI., Старкова Л.И. Движение плазмы в корональных петлях // Астрон. Ж. -2005. -Т.82, №9. -С. 860-864.

10. Мерзляков В.Л. О возможном постоянстве максимальной величины ди-польного момента полоидального магнитного поля в циклах солнечной активности // Тез. докл. Всероссийской конф. "Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности", 10-15 октября 2005 г. -Троицк Моск. обл.,2005. -С. 49-50.

Типография ООО «ТРОВАНТ». Л Р № 071961 от 01.09.99. 142191, г. Троицк Московской обл., м-н «В, д.52. Тел. 334-09-67. Заказ 0929-1. Печать офсетная. Печ. л. 1. Тираж 100 экз.

Введение.

Глава 1. Структурные элементы солнечной короны и параметры внутренних источников магнитного поля

1. Форма и физические параметры солнечной короны

2. Модели корональных шлемов

3. Корональные шлемы как складки поверхности

4. Параметры источника полоидального магнитного поля

5. Дипольный момент полоидального магнитного поля и число Вольфа

G. Регулярная компонента временного ряда чисел Вольфа

7. Параметры источника реликтового магнитного поля.

Глава 2. Конфигурация источников магнитного поля эпохи минимума солнечной активности

1. Структура солнечной короны

2. Модель короны 30 июня 1954 года

3. Моделирование источников магнитного поля

4. Локальные искажения нейтральной поверхности

5. Широтные положения и смещения нейтральной поверхности.

6. Долготные перемещения нейтральной поверхности.

7. Расположение источников магнитного поля

8. Структурная организация фотосферных магнитных источников.

Глава 3. Конфигурация источников магнитного поля эпохи максимума солнечной активности

1. Структура солнечной короны

2. Наклон корональной нейтральной поверхности

3. Параметры магнитных источников 11 июля 1991 года

4. Структурные элементы короны 11 июля 1991 года.

5. Основные магнитные источники и форма короны

6. Корональные проявления структурной организации магнитного поля

7. Тонкая структура короны и супергрануляция.

8. Стабилизация формы нейтральной поверхности.

9. Вращение нейтральной поверхности. w 10. Стабильность шлемовидной структуры и дрейф

Актуальность проблемы

Исследование солнечной короны представляет собой важную задачу и с точки зрения самостоятельного объекта изучения высокотемпературной космической плазмы, и по причине значимости её как элемента в цепочке трансформации энергии внутренних слоев Солнца к магнитосфере и ионосфере Земли. Проведение таких исследований сопряжено с различного рода сложностями, порождаемыми очень слабой яркостью по сравнению с фотосферой в оптическом диапазоне длин волн. К тому же, для короны с её малой оптической толщей в наибольшей мере, по сравнению с фотосферой и хромосферой, сказывается эффект наложения на луч зрения структур, разнесенных в высотном и долготном интервалах. И это не позволяет надежно выделить изучаемый элемент и определить его пространственные координаты.

До середины прошлого века исследование солнечной короны велось по отдельным её изображениям, получаемым во время полных солнечных затмений. Анализ этих изображений выявил зависимость формы короны от солнечной активности. Поскольку степень солнечной активности определяется конфигурацией и напряженностью фотосферного магнитного поля, то естественным было связать структурные элементы короны с магнитным полем. Возникло представление о том, что структура короны представляют собой визуализацию магнитных силовых линий, вдоль которых происходит увеличение плотности плазмы.

В настоящее время накоплен обширный материал внезатменных наблюдений солнечной короны и измерений магнитного поля Солнца, охватывающий несколько солнечных циклов. Космические аппараты TRACE, SOHO, Коронас-Ф позволили исследовать изображения короны с высоким временным п пространственным разрешением. Получаемые из анализа всех этих данных факты, закономерности и зависимости не всегда укладываются в устоявшееся представление о корональных элементах как визуализированных магнитных силовых линиях. Большинство из таких проблем относится к средней и внешней короне, видимой в рассеянном излучении фотосферы (К-корона). Для элементов К-короны, помимо противоречий наблюдениям, существуют трудности модельных построений. В частности, получение отдельных изолированных структур, увеличение в них плотности, а так же устойчивость к вариациям магнитного поля и динамическим явлениям. К тому же, есть проблемы выделения конкретных магнитных силовых линий и существенного увеличения вдоль них плотности.

Одним из путей преодоления возникших проблем может быть смена концепции образования структурных элементов К-короны. Среди возможных концепций наиболее перспективной выглядит та, в которой корональные элементы появляются от складок и сборок плотного слоя плазмы. Этот слой должен возникать в местах смены знака радиальной компоненты магнитного поля. В хромосфере такое происходит в протуберанцах, а во внешней короне - в гелиосферном токовом слое.

Цель работы

Поиск взаимосвязей между структурой К-короны Солнца и источниками солнечного магнитного поля. Предполагается, что корональная структура возникает от складок и сборок плотного слоя плазмы, расположенного на поверхности смены знака радиальной компоненты магнитного поля.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Обнаружено влияние источников, порождающих 30° — 60°, 8°, 3° неоднородность фотосферного магнитного поля Солнца, на конфигурацию ко-рональной нейтральной поверхности. Крупномасштабная неоднородность порождает шлемы, а мелкомасштабная - лучи и системы вложенных петель.

2. Показано, что каркас корональной нейтральной поверхности формируют источники на "активных долготах" и источник полоидального магнитного поля, существенный вклад в который вносит реликтовый ток. Дипольный момент реликтового тока наклонён к оси вращения Солнца на 10° — 14°, а его величина равна 1/4 от полоидального в минимумах 21-23 солнечных циклов.

3. Найдена 40% вариация максимальной величины дипольного момента источника полоидального магнитного поля в циклах солнечной активности на основе обнаруженной связи с регулярной компонентой временного ряда чисел Вольфа. Показатель этой связи 1/3, при использовании самих значений чисел Вольфа величина показателя уменьшается до 0.04. Регулярная компонента представляет собой сумму синусоид с периодами 21.5 года и 19.3 года, отношением амплитуд 5:2. Эта сумма удовлетворительно описывает долговременные вариации солнечной активности и переменность длительности солнечного цикла.

4. Показано, что быстрые изменения магнитного поля фотосферного источника приводят к выбросу солнечной плазмы со скоростью до 1000 км/с в результате электрического дрейфа. Такие скоростные выбросы петельного типа и "гало" возникают из областей с замкнутой нейтральной поверхностью, опирающейся на кольцевую фотосферную нейтральную линию.

Достоверность и обоснованность результатов

Работа основана на наиболее надежных данных наземных и спутниковых измерений. Модельные построения соответствуют современным представлениям о физических условиях на Солнце.

Научная новизна

1. Показано, что лучевая и петельная структура солнечной К-короны, за исключением полярных перьев, возникает от проекции на картинную плоскость тонких плотных слоев, лежащих на поверхности смены знака радиальной компоненты магнитного поля Солнца. Шлемы и лучи появляются от складок такого слоя при его деформации по долготе с масштабом 30° - 60° и 3° соответственно. Видимые структуры вложенных и пересекающихся петель представляют собой искаженные 3° масштабом замкнутые слои типа "оболочка".

2. Несовпадение угловых скоростей вращения корональных шлемов и гелиосферного токового слоя объясняется различием порождающих их источников. Внутренние и приэкваториальные источники определяют преимущественно вращение гелиосферного токового слоя, а среднеширотные - границ шлемов.

3. Предлагается модель среднеширотных источников магнитного поля в виде двух близко расположенных соленоидов, вариацией параметров которых удается получить на фотосфере 3 или 5 линий широтного раздела областей разной магнитной полярности.

4. Объясняются несовпадения видимого широтного положения корональных шлемов с прилимбовой конфигурацией корональной нейтральной линии особенностями проекции на картинную плоскость плотного слоя, расположенного на нейтральной поверхности ("нейтральный слой"). И показано, что только по угловому положению протяженных шлемов > 4Я0 можно судить об истинном наклоне коронального нейтрального слоя.

5. Обнаружена стабилизация выше 5 Л0 конфигурации корональной нейтральной поверхности, каркас которой формируется двумя фотосферными источниками на "активных долготах" и источником полоидального магнитного поля.

6. Предложен метод оценки дипольных моментов магнитных источников, определяющих положение и ориентацию нейтрального слоя в короне, по наблюдаемому расположению протяженных корональных шлемов.

7. Предложена методика расчета дипольных моментов источника полоидального магнитного поля и реликтового тока. В расчетах используются данные магнитографических измерений полярных областей Солнца в эпоху минимума активности.

8. Получена оценка вероятного интервала наклона к оси вращения Солнца дипольного момента реликтового тока 10° — 14° с использованием двух разных критериев.

9. Получена аналитическая формула для электрического дрейфа в случае временной вариации симметричного магнитного поля. Формула дана с учётом вклада отдельных гармоник разложения магнитного поля.

10. Показано, что поднимающийся в короне купол представляет собой электрический дрейф замкнутого плотного слоя типа "оболочка", сформировавшегося над кольцевой фотосферной нейтральной линией.

11. Найдена регулярная составляющая ряда чисел Вольфа, аппроксимируемая двумя синусоидами. Их амплитудная модуляция создает вариацию активности Солнца около 200 лет, наличие моментов сбоя фазы приводит к аналогичной вариации около 100 лет.

12. Обнаружена функциональная связь (показатель 1/3) между максимальными значениями дипольного момента полоидального магнитного поля и величиной регулярной составляющей ряда чисел Вольфа в цикле солнечной активности. При использовании в этой зависимости среднегодового числа Вольфа показатель уменьшается до 0.04. ^

Научная и практическая значимость

1. Найденное соответствие между структурными элементами солнечной К-короны и конфигурацией поверхности смены знака радиальной компоненты магнитного поля даёт принципиальную возможность по видимой структуре короны получить трехмерный вид этой поверхности. Такой восстановленный вид представляет ценность в качестве контроля расчёта ко-ронального магнитного поля по фотосферным данным.

2. Условие появления протяженных корональных шлемов при торцевом развороте нейтральной поверхности к лучу зрения позволяет определить её наклон к солнечному экватору по угловому положению этих шлемов. Наличие таких протяженных шлемов указывает, кроме того, на изменение формы нейтральной поверхности до расстояний « 5Л©, что важно для моделирования солнечного ветра и построений поверхности источника.

3. Обнаруженное проявление мелкомасштабной деформации нейтральной поверхности в виде лучей, простирающихся до расстояний существенно превышающих уровень её стабилизации, имеет важный аспект для моделей формирования плотного слоя плазмы и изучения текущего по нему тока.

4. Выявленная взаимосвязь между корональными структурными элементами и подфотосферными областями усиления магнитного поля позволяет определять некоторые свойства динамики вращения и конвекции по наблюдаемой переменности структуры К-короны.

5. Разработанная методика расчета параметров источника полоидаль-ного магнитного поля может быть использована в стандартных расчетах коронального магнитного поля Солнца.

6. Продемонстрированная возможность представления вариации солнечной активности суммой двух периодических функций является важным для моделей генерации переменного магнитного поля Солнца.

7. Полученное аналитическое выражение для скорости электрического дрейфа может быть использовано для оценок временных изменений отдельных гармоник магнитного поля активной области по наблюдаемой траектории произошедшего из неё выброса вещества.

Личный вклад автора

При решении поставленных задач автор разработал новые подходы и методики, в частности, разделение вкладов полоидальной и реликтовой составляющей магнитного поля, применение отличного от стандартного представления гармоник разложения магнитного поля. Модельные построения выполнены автором. Им также проведён анализ полученных результатов и дана интерпретация взаимосвязей между корональными структурами, подфотосферной конвекцией и гелиосферным токовым слоем.

Структура и объем диссертации

Диссертационная работа состоит из введения, трех глав, заключения и приложения. Всё это изложено на 171 странице, где имеются 133 рисунка и 7 таблиц. Список цитируемой литературы включает 246 наименований.

Проведенное исследование продемонстрировало возможность построе ния наблюдаемой структуры солнечной К-короны за счет складок и сбо рок тонкого слоя повышенной плотности. Появление такого слоя связано с

поверхностью смены знака радиальной комионенты магнитного поля. Де формация этой поверхности, возникающая от действия трех типов конвек тивных ячеек, проявляется в структуре солнечной короны в виде отдельных

областей накладывающихся друг на друга шлемов, пучков лучей, вложен ных систем петель. При таком построении корональных структур находят

естественное объяснение многие наблюдательные факты, к примеру, откло нение от радиальности верхушек шлемов и различие скоростей вращения

разных частей шлемов. Пайденные закономерности и модельные представления можно сформу лировать следующим образом:

ГЛАВА 1

1. Появление корональных шлемов может быть следствием ироекции скла док и сбо1)ок тонкого слоя повышенной плотности. 2. Области формирования или эффективной концентрации полоидального

магнитного поля находятся на расстоянии O.85i?0 от центра Солнца и не

смещаются от цикла к циклу солнечной активности. 3. При наиболее вероятной верхней границе существования реликтового то ка 0.65i?© его дипольный магнитный момент наклонен не более 14" к оси

вращения Солнца и составляет не менее 1/4 относительно полоидального. 4. Реликтовый ток течет на всех гелиощиротах, вероятно, с незначительно

различающейся плотностью. 5. Влияние реликтового тока ироявляется в долготной неоднородности по лярного магнитного поля. Структура такой неоднородности вращается с

периодом 28.8 - 29.0 сут., который соответствует угловой скорости враще ния радиативной зоны Солнца. 6. В полярных областях Солнца, где регистрируется линия Fel 5250 А ком пенсация широтной компоненты поля фотосферными токами, по-видимому,

незначительна. 7. Временной ряд чисел Вольфа содержит регулярную составляющую, ко торая аппроксимируется суммой синусоид с периодами 21.5 г. и 19.3 г. с

отношением амилитуд 5:2 и временным сдвигом 0.86 г. между ними. Ам плитудная модуляция этих синусоид создает 200-летнюю вариацию сол нечной активности. Сбой фазы, иропсходящий через « 200 лет порождает

периодичность около 100 лет. 8. Существует функциональная связь между максимальной величиной ди польного момента полоидального магнитного поля Солнца ц последующим

амплитудным значением регулярной составляющей ряда чисел Вольфа. Показатель такой связи для 20 - 23 солнечных циклов не выше иервой

стенени, а наиболее вероятное значение 1/3. Для максимальных средне годовых значений чисел Вольфа функциональная зависимость оказывается

слабой с ноказателем 0.04. 9. Регулярная составляющая ряда чисел Вольфа, но-видпмому, отражает

изменение мощности генерации тороидального магнитного ноля. Макси мальная величина этой мощности в циклах солнечной активности может

меняться до 2.7 раза. ГЛАВА 2

1. В эпоху минимума активности Солнца корональные шлемы появляются

от проекции на картинную илоскость тонкого плотного слоя, располага ющегося на нейтральной поверхности. Появление этой поверхности воз можно либо от совместного действия дииольной и октупольной гармоник

магнитного поля, либо от широтного искажения экваториальной ее части,

причем амплитуда такого искажения уменьшается с расстоянием. 2. В случае реализации первого варианта но конфигурации корональных

шлемов можно найти ориентацию динольного вектора и соотношение меж ду значениями гармоник магнитного ноля Солнца. Структура короны за143

тмения 30 июня 1954 г., вероятно, есть реализация этого варианта. По

величин октупольной и дипольной гармоник равно 5.5 на уровне фотосфе ры. 3. Появление двух возможных видов нейтральной поверхности требует раз личных типов фотосферных магнитных источников. Для первого необхо димо не менее 6 бииолярных образований на средних широтах в каждой

полусфере. Для второго - не менее 3 "магнитных зарядов" одной полярно сти вблизи экватора в каждой нолусфере. 4. Данные о величинах скоростей враш;ения фотосферного магнитного по ля, корональных шлемов и гелиосферного токового слоя указывают на при сутствие обоих типов фотосферных магнитных источников. Структурная

особенность солнечной короны, в таком случае, зависит от их относитель ного вклада. 5. Влияние активных областей на положение и форму корональных шлемов

оказалось незначительным в минимуме активности (1996 г.). 6. Паблюдаемый магнитный разбаланс ири регистрации Солнца как звез ды, вероятно, вызван широтной асимметрией иоложения биполярных ис точников разных полусфер. 7. Па силовые линии фотосферных магнитных источников оказывают вли яние супергрануляционные и мезогрануляционные ячейки конвекции. Ре зультат их действия проявляется в регистрируемом наборе гармоник иери одов вращения, меняюш;ихся с высотой в солнечной атмосфере. 8. Формирование дискретного распределения фотосферных магнитных ис точников происходит за счет усиления магнитного ноля на границах ги гантских ячеек конвекции на расстоянии O.85i?0 от центра Солнца. Дол готные и широтные размеры таких ячеек около 30". 9. Меридиональная циркуляция, направленная к нолюсам, смещает обла сти усиления магнитного поля с широты 30" до 40" на уровне фотосферы. 10. Долготная неоднородность и значительное отклонение от синусоидаль144

ного шпротного распределения чпсла полярных факелов указывает на их

связь с нолопдальным магнитным полем. Время жизни полярных факелов

(около 8 часов) означает, что их появление зависит от локального усиления

магнитных силовых линий движением подфотосферного вещества масшта ба меньшего, чем супергрануляционный. 11. Представление среднеширотного магнитного источника в виде двух со леноидов позволяет более естественным образом интерпретировать ряд на блюдательных фактов. 12. За счет изменения параметров соленоидов возможно получить три или

пять широтных линий раздела магнитной иолярности на уровне фотосфе ры. 13. Суммарная проекция вдоль оси враш;ения Солнца дииольных моментов

фотосферных источников не должна превышать О.б относительно суммы

магнитных моментов полоидального и реликтового. 14. Наклон дипольного момента реликтового тока к оси вращения Солнца

не менее 10". ГЛАВА 3

1. Форма и ориентация корональной нейтральной поверхности в эпоху мак симума активности Солнпа определяется в большей степени фотосферными

магнитными источниками. Среди них наиболее значимыми являются два,

располоукенные в зонах повышенного выхода магнитного потока ("актив ные долготы"). 2. Корональная нейтральная линия пересекает экватор в районе этих двух

основных источников магнитного поля. Относительно стабильное широт ное положение этих источников порождает 27-суточную периодичность сме ны знака радиальной компоненты межпланетного магнитного поля. 3. Удовлетворительным представлением двух основных источников для мо делирования корональной нейтральной линии являются "магнитные заря ды", отождествляемые с униполярными магнитными областями. 4. При расположении двух основных источников на диаметрально проти воположных долготах и наличии малого суммарного дипольного момента

от остальных магнитных источников появляется корональная структура,

схоукая с минимальным типом. В этой структуре шлемы отклонены от

экватора на большие углы до 80". 5. Два основных магнитных источника формируют корональную нейтраль ную поверхность на расстоянии 5 — ЮЯф, выше этого интервала её форма

стабилизируется динамическим давлением солнечного ветра. В пределах

указанного интервала широтные изменения этой поверхности практически

отсутствуют, что позволяет судить об её наклоне по гелиошироте протя женных (> 4/?.) корональных шлемов. 6. Радиальная протяженность и широтное иоложение корональных шле мов зависят от ориентапии корональной нейтральной поверхности к лучу

зрения. Широтные размеры шлемов определяются конфигурапией фото сферной нейтральной линии. 7. По видимой структуре корональных шлемов удается определить диполь ные моменты двух основных магнитных источников. На спаде солнечной

активности для этой пели подходят расчетные значения максимальных ши рот корональной нейтральной линии на 2.5/?©, полученной при полном век торе магнитного поля на фотосфере. 8. Суммарный дипольный момент двух основных магнитных источников,

по-видимому, остается постоянным в течение длительного интервала эпо хи максимума солнечной активности. В июле 1991 г. (самый максимум)

дипольный момент превышал реликтовый в 2.4 раза. Такое же значение

отмечалось и на спаде активности в январе 2003 г. Их доля относительно

внутреннего момента составляла соответственно 1.6 и 1.45. 9. Помимо двух основных фотосферных источников суп];ественное влия ние на форму нейтральной поверхности оказывают динольные образования,

расположенные на фотосфере с определенной регулярностью. Паличие та кой регулярности, по-впдимому, связано с действием конвекпии разного

масштаба. 10. Возникновение корональных шлемов происходит от деформации ней тральной поверхности с долготным масштабом 30" — 40" и 8". Этот мас штаб соответствует горизонтальным размерам гигантских и средних ячеек

конвекции. П. Супергрануляционные ячейки приводят к 3" широтным изгибам. Такие

изгибы нейтральной поверхности порождают лучевые структуры короны. При воздействии на замкнутую нейтральную поверхность в виде оболочки

возникают куполообразные системы вложенных петель. 12. Искажения нейтральной иоверхности масштабом 8" и 3" имеют преиму щественно широтное направление. 13. Куполообразная нейтральная поверхность связана с активной областью,

где существует замкнутая фотосферная нейтральная линия. Высота такого

купола зависит от магнитного дипольного момента этой области. В случае

11 июля 1991 г. его видимая проекционная высота 0.65Л© требует величи ну дипольного момента «0.1 относительно реликтового. 14. Незначительные перемены шлемовидной структуры в течение несколь ких солнечных оборотов в эпоху минимума солнечной активности объясня ются стабильностью параметров магнитных источников. Такая стабиль ность обусловлена действием гигантских ячеек конвекции, на границах ко торых они формируются. В эпоху максимума на магнитные иараметры

фотосферных источников значительное влияние оказывают меньшие мас штабы конвекции, вследствие чего шлемовидная структура существенно

меняется за солнечный оборот. 15. Отсутствие в большинстве случаев видимых перемен в структуре коро нальных шлемов после различного рода выбросов солнечной плазмы есть

следствие локальности изменений магнитного иоля. При таких локальных

изменениях выбросы происходят от электрического дрейфа. 16. Когда вариации вызваны изменением величины или положения хромо сферного тока, тогда появляются корональные нетли. В некоторых случаях

дрейфовые потоки плазмы направлены от фотосферы в обеих основаниях

петель. Примером тому служат послевсныщечные петли в активной обла сти .N2203 15 июня 1982 г. 17. Когда значительно меняется магнитное поле активной области, тогда

происходит выброс коронального вещества (СМЕ). При существовании над

такой областью замкнутой нейтральной поверхности с наличием на ней

плотного слоя возникает СМЕ в виде расширяющейся петли. Примером

такого образования является медленно поднимающийся купол в северо западном секторе короны затмения И июля 1991 г. Если бы его движение

совершалось под небольшим углом к лучу зрения, то появился бы СМЕ ти па "гало". 18. Для локального источника с симметричным магнитным полем полу чено аналитическое выражение дрейфовой скорости. Из этого выражения

следуют основные характеристики СМЕ: ускоренное движение, нерадиаль ность на начальном этапе, расширение с сохранением формы. Кроме того,

при быстром затухании магнитного поля должно происходить возвратное

движение плотного коронального вещества к фотосфере, что иногда и на блюдается после СМЕ.

19. Условия формирования и геометрия нослевспышечных петель активной

области №203 допускают аппроксимапию локальных источников диполем,

который располагается под фотосферой и ориентирован но радиусу. 20. Геометрические особенности и траектория подъёма северо-западного

купола короны И июля 1991 г. указывают на преобладающую роль ди польной гармоники в изменении магнитного поля места его возникновения.

1. Merzlyakov V.L. Solar activity as a result of two-wave magnetic flux generation Solar Phys. -1997. -Vol.170. -P. 425-435.

2. Мерзляков В.Л. Моделирование эволюции нейтральной линии при постоянном внутреннем магнитном диполе Солнца Труды междунар. конф. но физике Солнца "Структура и динамика солнечной короны", 4-8 октября 1999 г. -Троицк Моск. обл.,1999. -С. 317-321.

3. Мерзляков В.Л., Молоденский М.М. Оиределение отношения магнитных моментов переменного и реликтового дииолей из анализа формы короны в минимуме солнечной активности Тез. докл. Всероссийской астрон. конф., 6-12 августа 2001 г. -С.-Петербург,2001. -С. 125.

4. Кучми Л., Мерзляков В.Л., Молоденский М.М. О трехмерной структуре солнечной короны Астрон. Ж -2001. -Т.78, №10. -С. 953-960.

5. Молоденский М.М., Мерзляков В.Л. О дрейфовом движении илазмы в солнечной короне Письма в Астрон. Ж -2002. -Т.28, №4. -С. 314-320.

6. Мерзляков В.Л. Корональные шлемы и лучи как проявление неоднородности магнитного поля Солнца Труды Гос. астрон. института им П.К.Штернберга. -2004. -T.LXXV. -С. 90.

7. Мерзляков В.Л. Параметры солнечных источников и форма гелиосферного токового слоя Труды Гос. астрон. института им П.К.Штернберга. -2004. -T.LXXV. -С. 90.

8. Мерзляков В.Л. Физические иараметры реликтового тока в радиативной зоне Солнца Труды Гос. астрон. института им П.К.Штернберга. -2005. -T.LXXVni. -С. 37.

9. Веденов А.А., Молоденский М.М., Мерзляков В.Л., Старкова Л.И. Движение плазмы в корональных иетлях Астрон. -С. 860-864.

10. Мерзляков В.Л. О возможном постоянстве максимальной величины дипольного момента полоидального магнитного ноля в циклах солнечной активности Тез. докл. Всероссийской конф. "Экснериментальные и теореЖ -2005. -Т.82, JY29.

11. Бугославгкая Е.Я. Структура солнечной короны Труды Гос. астрон. института им. П.К.Штернберга. -1950. -T.XIX. -188 с.

12. Ванярха Е.С., Ванярха Н.Я., Гуляев Р.А. О новом нодходе к анализу фотометрических свойств солнечной короны Астрон. Ж -1993. -Т.70, №6. -С. 1265 -1270.

13. Веселовский И.С, Дмитриев А.В., Суворова А.В. Плазма и магнитные ноля в гелиосфере на фазе роста 23-го солнечного иикла: сравнение с иредыдущими циклами Астрон. Вест. -2001. Т.35, №3. -С. 262-266.

14. Виал Ж.-К., Молоденский М.М. О структуре корональных лучей Астрон. Ж. -1993. -Т.70, №5. -С. 1092-1098.

15. Всехсвятский К., Пикольский Г.М. Структура солнечной короны 30 июня 1954 года Астрон. Ж -1955. -Т.32, №4. -С. 354-358.

16. Гневышев М.Н., Оль А.И. О 22-летнем цикле солнечной активности Астрон. Ж. -1948. -Т.25, №1. -С. 18-20.

17. Григорьев В.М., Демидов М.Л. The solar magnetic "monopole" in activity cycles 19-21 Труды Х1П консультативного совещания но физике Солнца (иамяти В.Е. Степанова) "Солнечные магнитные поля и корона", 26 сентября-2 октября 1988 г. -Повосибирск, 1989. -T.I. -С. 108-114.

18. Гуляев Р.А. Внешняя солнечная корона как оптическое проявление гелиосферного токового слоя Успехи Физ. наук. -С. 155-159.

19. Дергачев В.А. О крупномасштабной солнечной модуляции скорости образования космогенного радиоуглерода в прошлом Известия РАП 1995. -Т.59, №7. -С. 53-62.

20. Ефимов А.И., Чашей И.В., Шишов В.И., Яковлев О.И. Ускорение солнечного ветра но данным радиопросвечивания Космич. Исследования. -1990. -Т.28, №4. -С. 581-586. -1992. -Т.162, J4212.

21. Иванов Е.В. Крупномасштабная организапия солнечных магнитных полей Известия РАН. -1995. -Т.59, №7. -С. 29-42.

22. Иванчук В.И., Несмянович А.Т. Протяженность корональных опахал Солн. данные. -1961. -№5. -С. 56-59.

23. Иванчук В.И., Дзюбенко Н.И., Пишкало Н.И., Рубо Г.А., Кучми Солнечная корона 11 июля 1991 г.: структура, динамика, связь с гелиосферпым токовым слоем Труды VII симиозиума по солнечно-земной физике России и стран СНГ, 15-18 декабря 1998 г. -Троицк Моск. обл., 1999. -С. 286-292.

24. Иванчук В.И., Дзюбенко Н.И., Нишкало Н.И. О связи структуры белой короны с гелиосферным токовым слоем (1976-1994 гг.) Труды междунар. конф. по физике Солнпа "Структура и динамика солнечной короны", 4-8 октября 1999 г. -Троицк Моск. обл., 1999. -С. 246-252.

25. Казаров Д.К)., Молоденский М.М. Быстрое двиление волокон. Петельные системы Астрон. Ж -1992. -Т.69, №6. -С. 1282-1287.

26. Кичатинов Л.Л., Рюдигер Г. Переход к твердотельному вращению в лучистой зоне Солнца: эффект реликтового магнитного ноля? Письма в Астрон. Ж -1996. -Т.22, №4. -С. 312-317.

27. Котов В.А., Ханейчук В.И., Дан Т.Т. К измерениям магнитного разбаланса Солнца Кинематика и физика небесных тел. -2002. -Т.18, №3. -С. 205-216.

28. Кочаров Г.Е., Жоржолиани И.В., Ломтатидзе З.В., Перистых А.Н., Церетели Л., Чесноков В.И. О характеристиках солнечной активности за последние четыреста лет Письма в Астрон. Ж -1990. -Т.16, №8. -С. 723-728.

29. Кучми С Молоденский М.М., Виал Ж.-К. О трехмерной структуре корональных лучей Астрон. Ж -1994. -Т.71, №6. -С. 925-929.

30. Кучми С Ершов А.В., Молоденский М.М. О трехмерной структуре солнечной короны Астрон. Ж -1996. -Т.73, №1. -С. 125-129.

31. Лейко У.М. Вариацин секторных структур крупномасштабных солнечного н ме/кпланетного магннтных нолей Кинематнка и физнка небесных тел. -2002. -Т.18, №5. -С. 399-409.

32. Лившиц М.А,, Сикора Ю. Структура короны в зеленой линии и границы полярностей фоновых магнитных иолей Астрон. Ж -1983. -Т.60, №2. -С. 340-344.

33. Макаров В.И., Стоянова М.Н. Сравнение распределения полярности фоновых полей на Яа-синоптических картах с магнитографическими наблюдениями магнитных полей Солн. данные. -1982. -№11. -С. 94-97.

34. Макаров В.И., Макарова В.В. О структуре нолярных факелов Солн. данные. -1984. -№12. -С. 88-94.

35. Макаров В.И., Петрова Н.С., Тавастшерна К.С. О квазипериодических колебаниях границ широт зон магнитного ноля Солнца Солн. данные. -1985. -№6. -С. 69-76.

36. Макаров В.И., Тавастшерна К.С, Сивараман К.Р. Магнитные нейтральные линии крунномасштабного магнитного ноля и солнечная активность Астрон. Ж. -1986. -Т.63, №3. -С. 534-541.

37. Макаров В.И., Макарова В.В. О соотношении иолярных факелов с яркими рентгеновскими точками и эфемерными областями на Солнце Солн. данные. -1987. -№3. -С. 62-70.

38. Макаров В.И., Кушнир М.В. О низких 1-модах круиномасштабного магнитного поля Солнца Солн. данные. -1987. -№7. -С. 64-69.

39. Мерзляков В.Л. Магнитная иеременность Солнца как вероятный источник вариаций глобальной температуры воздуха Геомагнетизм и аэрономия. -2000. -Т.40, №5. -С. 104-110.

40. Молоденский М.М., Старкова Л.И., Кучми С, Ершов А.В. О трехмерной структуре короны 3.11.1994 г. //Астрон. Ж.-1996. -Т.73, №6. -С. 934-938.

41. Несмянович А.Т. Изменение структуры короны с фазой солнечной активности Солнечная корона и корнускулярное излучение в межнланетном иространстве. Ред. К. Всехсвятский. -Киев, 1965. -С. 73-117.

42. Подгорный И.М., Подгорный А.И., Минами Ш., Моримото М. МГДмоделирование гелиосферного токового слоя Астрон. Ж -2004. -Т.81, №5. -С. 475-480.

43. Тавастшерна К.С, Макаров В.И., Петрова П.С. О вращении секторной структуры межнланетного магнитного поля в период 1926-1986 гг. Солн. данные. -1988. -№2. -С. 84-91.

44. Тлатов А.Г. Влияние впхревых движений на формирование полярных корональных лучей Труды междунар. конф. по физике Солнца "Структура и динамика солнечной короны", 4-8 октября 1999 г. -Троицк Моск. обл., 1999. -С. 359-363.

45. Халак В.Р., Халак К).П., Шаврппа А.В., Полосухина П.С. О новом моделировании поверхностного магнитного поля у химически пекулярных звезд Астрон. Ж -2001. -Т.78, №7. -С. 655-660.

46. Ханейчук В.И. Вращение общего магнитного поля Солнца, 1968-1996 гг. Астрон. Ж -1999. -Т.76, №5. -С. 385-395.

47. Чпстяков В.Ф. Прогноз солнечной активности до 2030 года Солп. данные. -1983. -Ш. -С. 97-100.

48. Чистяков В.Ф. Вековые и 210-летние циклы солнечной активности Солн. данные. -1986. -№6. -С. 88-94.

49. Adamas W.M., Tang F. Differential rotation of short-lived solar filaments Solar Phyb. -1977. -Vol.55. -P. 499-504.

50. Antia H.M., Basu S. Temporal variations of the rotation rate in the solar interior Astrophys. J. -2000. -Vol.541. -Ptl. -P. 442-448.

51. Attolini M.R., Cecchini S., Galli M., Nanni T. On the persistence of the 22 yr solar cycle Solar Phys. -1990. -Vol.125. -P. 389-398. данные.

52. Basu S., Antia H.M. Seismic measuiement of the depth of the solar convection zone Mon. Notic. Roy. Astron. Soc. -1997. -Vol.287. -P. 189-198.

53. Behannon K.W., Burlaga L.F., Hoek&ema J.T., Klein L.W. Spatial variation and evolution of helio&pheric sector structure J. Geophys. Res. -1989. -Vol.94, №A2. -P. 1245-1260.

54. Belik M., Markova E., Rusin V. White-light coronal structures during the 1988-1998 eclipses Contrib. Astron. Obs. Skalnate Pleso. -1999. -Vol.28. -P. 230-236.

55. Benevolenskaya E.E., Hoeksema J.T., Kosovichev A.G., Scherrer P.H. The interaction of new and old magnetic fluxes at the beginning of solar cycle 23 Astrophys. J. -1999. -Vol.517. -Pt.2. -P. L163-L166.

56. Berdyugina S.V., Usoskin I.G. Active longitudes in sunspot activity: centuly scale peisistence Astron. and Astrophys. -2003. -Vol.405. -P. 1121-1128.

57. Bertello L., Henney C.J., Ulrich R.K., et al. Comparison of frequencies and rotational splittings of solar acoustic modes of low angular degree from simultaneous MDI and GOLF observations Astrophys. J. -2000. -Vol.535. -Ptl. -P. 1066-1077.

58. Bolge H., Alta§ L. Low-frequency analysis of the sunspot cycles Astron. and Astrophys. -1994. -Vol.288. -P. 967-972.

59. Brajsa R., Vrsnak В., Ruzdjak V., et al. Solar differential rotation determined by polar crown fllaments Solar Phys. -1991. -Vol.133. -P. 195-203.

60. Brajsa R., Ruzdjak V., Vrsnak В., et al. On the possible changes of the solar differential rotation during the activity cycle determined using microwave low-brightness-temperature regions and Ha filaments as tracers Solar Phys. -1997. -Vol.171. -P. 1-34.

61. Biajsa R., Ruzdjak V., Vrsnak В., et al. On estimate of microwave lowbrightness-temperature regions heights obtained measuring their rotation ve-

62. Biavo S., Stewart G. The inclination of the heliomagnetic equator and the presence of an inclined relic field in the Sun Astrophys. J. -1995. -Vol.446. P t l -P. 431-434. 6S. Bruno R., Burlaga L.F., Hundhausen A.J. K-coronameter observations and potential field model comparison in 1976 and 1977 J. Geophys. Res. -1984. -Vol.89, №A7. -P. 5381-5385.

63. Bumba V., Garcia A., Klavana M. Longitudinal distribution of solar magnetic fields and activity during the ending and starting periods of activity cycles Solar Phys. -2000. -Vol.196. -P. 403-419.

64. Burlaga L.F., Ness N.F. Global patterns of heliospheric magnetic field polarities elevation angles: 1990 through 1995 J. Geophys. Res. -1997. Vol.102, №A9. -P. 19731-19742.

65. Carbonell M., Oliver R., Ballester J.L. A search for chaotic behaviour in solar activity Astron. and Astrophys. -1994. -Vol.290. -P. 983-994.

66. Chou D.-Y., Dai D.-G. Solar cycle variations of subsurface meridional fiows in the Sun Astrophys. J. -2001. -Vol.559. -Pt2. -P. L175-L178.

67. Choundhary D.P., Srivastava N., Gosain S. The source of a coronal mass ejection in a decayed solar active region Astron. and Astrophys. -2002. -Vol.395. -P. 257-262.

68. Choudhuri A.R., Dikpati M. On the large-scale diffuse magnetic field of the Sun. II. The contribution of active regions Solar Phys. -1999. -Vol.184. -P. 61-76.

69. Gouvidat S., Garcia R.A., Turck-Ghieze S., et al. The rotation of the deep solar layeis Astiophys. J. -2003. -Vol.597. -Pt2. -P. L77-L79.

71. Gupeiman S., Ofman L., Dryer M. Thermally conductive magnetohydrodynamic fiows in helmet-streamer coronal structures Astrophys. J. -1990.

72. Cuperman S., Bruma C Dryer M., Semel M. The magnetoliydrodynamic equilibrium of coional helmet stieamers Astron. and Astrophys. -1995. -Vol.299. -P. 389-413. 79. De Meyer F. Modulation of the solar magnetic cycle Solar Phys. -1998. -Vol.181. -P. 201-219.

73. Demidov M.L., Zhigalov V.V., Peshcherov V.S., Grigoryev V.M. An investigation of the Sun-ab-a-star magnetic field through spectropolarimetric measurements Solar Phys. -2002. -Vol.209. -P. 217-232.

74. Dicke R.H. The phase vaiiations of the solar cycle Solar Phys. -1988. -Vol.115. -P. 171-181.

75. Donahue R.A., Baliunas S.L. Periodogram analysis of 240 years of sunspot lecords Solar Phys. -1992. -Vol.141. -P. 181-197.

76. Donnelly R.F., Puga L.C. Thirteen-day periodicity and the center-to-limb dependence of UV, EUV, and X-ray emission of solar activity Solar Phys. -1990. -VoLl30. -P. 369-390.

77. Durney B.R. On a Babcock-Leighton solar dynamo model with a deepseated generating layer for the toroidal magnetic field. IV Astrophys. J. -1997. -Vol.486. -Ptl. -P. 1065-1077.

78. Duvall T.L.Jr., Wilcox J.M., Svalgaard L., et al. Comparison of Ha synoptic charts with the large-scale solar magnetic field as observed at Stanford Solar Phys. -1977. -Vol.55. -P. 63-68.

79. Eddy J.A. The Maunder minimum Science. -1976. -Vol.192, N4245. -P. 1189-1202. 87. Eff-Darwich A., Korzennik S.C., Jimenez-Reyes S.J. Inversion of the internal solar rotation rate Astrophys. J. -2002. -Vol.573. -Ptl. -P. 857-863.

80. Endeve E., Holzer Т.Е., Leer E. Helmet streamers gone unstable: twofluid magnetohydrodynamic models of the solar corona Astrophys. J. -2004. -Vol.603. -Ptl. -P. 307-321.

81. Erdos G., Balogh A. The symmetry of the heliospheric current sheet as ob-

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

83. Erofeev D.V., Erofeeva A.V. On the relationship between polar faculae and large-scale magnetic field Solar Phys. -2000. -Vol.191. -P. 281-292.

84. Erofeev D.V. Latitudinal distribution of polar faculae Solar Phys. -2001. -Vol.203. -P. 9-25.

85. Eselevich V.G. On the structure of coronal streamer belts J. Geophys. Res. -1998. -Vol.103, №A2. -P. 2021-2027.

86. Eselevich V.G., Fainshtein V.G., Rudenko G.V. Study of the structure of stieamer belts and chains in the solar corona Solar Phys. -1999. -Vol.188. -P. 277-297.

87. Eselevich V.G., Eselevich M.V. Study of the nonradial directional property of the rays of the streamer belt and chains in the solar corona Solar Phys. -2002. -Vol.208. -P. 5-16.

88. Fainshtein V.G., Khotilovich A.V., Rudenko G.V. Some properties of solar magnetic fields as deduced from NSO/KP data and from calculations Solar Phys. -2003. -Vol.216. -P. 5-20.

89. Faria H.H., Echer E., Rigozo N.R., Vieira L.E.A., Nordemann D.J.R., Prestes A. A compaiison of the spectral characteristics of the Wolf sunspot number (Rz) and group sunspot number {Re) Solar Phys. -2004. -Vol.223. -P. 305-318.

90. Fisher R., Sime D.G. Rotational characteristics of the white-light solar corona: 1965-1983 Astiophys. J. -1984. -Vol.287. -Ptl. -P. 959-968.

91. Gibson S. The large-scale structure of the solar minimum corona Bull. American Astron. Soc. -1995. -Vol.27. -P. 1454.

92. Gibson S.E., Biesecker D., Guhathakurta M., et al. The three- dimensional coronal magnetic field during whole Sun month Astrophys. J. -1999.

93. Gokhal( M.H., Javaraiah J., Narayanankutty K., Varghese B.A. Global modes constituting the solar magnetic cycle Solar Phys. -1992. -Vol.138. -P. 35-47.

94. Gonzalez Hernandez I., Patron J. Solar rotation in the subphotospheric layeis Solar Phys. -2000. -Vol.191. -P. 37-46.

95. Gopalswamy N., Thompson B.J. Early life of coronal mass ejections J. Atrnosph. and Solar-Terr. Phys. -2000. -Vol.62. -P. 1457-1469.

96. Gulyaev R.A. The solar corona: flat formation Solar Phys. -Vol.142. -P. 213-216.

97. Gulyaev R.A. The solar corona as a quadric surface in three-dimensional space Asrtophys. J. -1994. -Vol.437. -Ptl. -P. 867-869. 106. Guo W.P., Wu S.T., Tundberg-Hanssen E. Disruption of helmet streamers by current emergence Astrophys. J. -1996. -Vol.469. -Ptl. -P. 944-953.

98. Henney C.J., Harvey J.W. Phase coherence analysis of solar magnetic activity Solar Phys. -2002. -Vol.207. -P. 199-218.

99. Hoeksema J.T., Wilcox J.M., Scherrer P.H. Structure of heliospheric current sheet in the early portion of sunspot cycle 21 J. Geophys. Res. -1982. -Vol.87, №A12. -P. 10331-10338.

100. Hoeksema J.T. Large-scale solar and heliospheric magnetic flelds Advances in Space Res. -1991. -Vol.ll, №1. -P. 15-24.

101. Hoeksema J.T., Zhao X. A coronal magnetic field model with horizontal volume and sheet curientbi Solar Phys. -1994. -Vol.151. -P. 91-105.

102. Homann Т., Kneer F., Makarov V.I. Spectro-polarimetry of polar faculae Solar Phys. -1997. -Vol.175. -P. 81-92.

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

104. Hoyt D.V., Schatten K.H. A new look at Wolf sunspot numbers in the late 1700s Solar Phys. -1992. -Vol.138. -P. 387-397.

105. Hoyt D.V., Schatten K.H. Group sunspot numbers: a new solar activity -1992.

106. Hundhdusen A.J. Sizes and locations of coronal ma&s ejections. SMM observations fioni 1980 and 1984-1989 J. Geophys. Res. -1993. -Vol.98, №A8. -P. 13177-13200.

107. Ivanov E.V. Large-scale coronal magnetic structure and its variations during an 11-year solar cycle Solar coronal structures. Proceedings of IAU Colloq. 144. eds. Rusin V., Heinzel P., Vial J.-C. Bratislava, Slovakia. -VEDA. -1994. -P. 35-39.

108. Ivanov E.V., Obridko V.N., Nepomnyashchaya E.V., Kutilina N.V. Relevance of CME to the structure of large-scale solar magnetic fields Solar Phys. -1999. -Vol.184. -P. 369-384.

109. Ivanov E.V., Obridko V.N. Cyclic variations of CME velocity Solar Phys. -2001. -Vol.198. -P. 179-196.

110. Jetsu L., Pohjolainen S., Pelt J., Tuominen I. Is the longitudinal distribution of solar flares nonuniform Astron. and Astrophys. -1997. -Vol.318. -P. 293-307.

111. Kleeorin N.I., Ruzmaikin A.A. Large-scale flows excited by magnetic fields in the solar convective zone Solar Phys. -1991. -Vol.131. -P. 211-230.

112. Kojima M., Fujiki K., Ohmi Т., et al. Low-speed solar wind from the vicinity of solar active regions J. Geophys. Res. -1999. -Vol.104, №A8. -P. 16993-17003.

113. Konim R.W., Howard R.F., Harvey J.W. Meridional flow of small photospheiic magnetic features Solar Phys. -1993. -Vol.147. -P. 207-223.

114. Koomen M.J., Howard R.A., Mirhels D.J. The shape of the outer corona during cycle 21 Solar Phys. -1998. -V.180. -P. 247-263.

115. Koizhov N.P. Large-scale three-dimensional structure of the interplanetary magnetic field Solar Phys. -1977. -Vol.55. -P. 505-517.

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

117. Krivova N.A., Solanki S.K., Beer J. Was one sunspot cycle in the 18th century really lost? Astron. and Astrophys. -2002. -Vol.396. -P. 235-242.

118. Kiivova N.A., Solanki S.K. Effect of spatial resolution on estimating the Sunb magnetic flux// Astron. and Astrophys. -2004. -Vol.417. -P. 1125-1132.

119. Latushko S. Meridional drift in the large-scale solar magnetic field pattern Solar Phys. -1994. -Vol.149. -P. 231-241.

120. Leighton R. A magneto-kinematic model of the solar cycle Astrophys. J. -1969. -Vol.156. -P. 1-26.

121. Letfus V. Sunspot and auroral activity during Maunder minimum Solar Phys. -2000. -Vol.197. -P. 203-213.

122. Lewis D.J., Simnett G.M., Brueckner G.E., et al. LASCO observations of the coronal rotation Solar Phys. -1999. -Vol.184. -P. 297-315.

123. Lewis D.J., Simnett G.M. Bulk flow velocities in the solar corona Mon. Notic. Roy. Abtron. Soc. -2000. -Vol.317. -P. 1005-1013.

124. Lewis D.J., Simnett G.M. LASCO observations of the coronal rotation and morphology of tracers seen at solar maximum and comparison with solar minimum Solar Phys. -2001. -Vol.200. -P. 75-89. 135. Lin H. On the distribution of the solar magnetic flelds Astrophys. J. -1995. Vol.446. -Ptl. -P. 421-430.

125. Linker J.A., van Hoven G., Schnack D.D. A three-dimensional simulation of a coronal streamer Geophys. Res. Lett. -1990. -Vol.17. -P. 2281-2284.

126. Linker J.A., Mikic Z. Disruption of a helmet streamer by photospheric shear Astrophys. J. -1995. -Vol.438. -Pt.2. -P. L45-L48.

127. Linker J.A., Mikic Z., Biesecker D.A., et al. Magnetohydrodynamic modeling of the solar corona during whole Sun month J. Geophys. Res. -1999. -Vol.104, N2A5. -P. 9830-9809.

128. Lionello R., Linker J.A., Mikic Z. A three-dimensional MHD model of solar corona and solar wind with improved energy transport Bull. American

129. Llebaria A., Lamy P.L., DeForest C.E., Koutchmy S. Time domain analysis of polar plumes observed with LASC0-C2 and EIT Solar jets and coronal plumes. Proceedings of an international meeting held in Guadeloupe, DOM, France, 23-26 Feb., 1998. -ESA SP-421. -1998. -P. 87-92.

130. Lockwood M., Stamper R., Wild M.N. A doubling of the Suns coronal magnetic field during the past 100 years Nature. -1999. -Vol.399, №6735. -P. 437-439.

131. Lotova N.A., Obridko V.N., Vladimiiskii K.V., et al. Flow sources and formation laws of solar wind streames//Solar Phys. -2002. -Vol.205. -P. 149-163.

132. Loucif M.L., Koutchmy S. Solar cycle variations of coronal structures Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. -1989. -Vol.77. -P. 45-66. 144. Low B.C., Dikpati M. Partially open solar coronal magnetic field in 3D magnetostatic atmosphere Bull. American Astron. Soc. -1999. -Vol.31. -P. 992.

133. Makaiov V.I., Makarova V.V., Sivaraman K.R. Do polar faculae on the Sun predict a sunspot cycle Solar Phys. -1989. -Vol.119. -P. 45-54.

134. Makarov V.I., Tlatov A.G., Callebaut D.K., et al. Large-scale magnetic field and sunspot cycle Solar Phys. -2001. -Vol.198. -P. 409-421.

135. Makaiov V.L, Tavastsherna K.S., Tlatov A.G., Callebaut D.K. Secular variation of 1.3-year latitude oscillations of magnetic zone boundaries during 1915-2000 Solar variability: from core to outer frontiers. Proceedings of 10th European solar physics meeting, Prague, Czech Republic, 9-14 September, 2002. -ESA SP-506. -2002. -P. 173-176.

136. Mason J., Hughes D.W., Tobias S.M. The competition in the solar dynamo surface and deep-seated a-effects Astrophys. J. -2002. -Vol.580. -Pt2. -P. L89-L92.

137. Matsuura O.T., Picazzio E., Campos R.P. Image analysis of the solar corona from the July 11, 1991 eclipse Solar Phys. -1993. -Vol.144. -P. 89-99.

138. Mclritosh P.S., Wilson P.R. A new model for Hux emergence and the evo-

139. Meunier N., Solanki S.K., Livingston W.C. Infrared lines as probes of solar magnetic features. XIII. The relative fiux in weak and strong quiet-Sun magnetic fields// Astron. and Astrophys. -1998. -Vol.331. -P. 771-781.

140. Mikic Z., Linker J.A., Colborn J.A. An MHD model of the solar corona and solar wind Bull. American Astron. Soc. -1996. -VoL28. -P. 868.

141. Mikhailutsa V.P., Makarova V.V. The sector structure of the active longitudes in solar cycles Solar Phys. -1994. -Vol.155. -P. 391-400.

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

143. Mouradian Z., Soru-Escaut I. On the dynamics of the large-scale magnetic fields of the Sun and the sunspot cycle Astron. and Astrophys. -1991. -Vol.251. -P. 649-654.

144. Murray N., Wilson P.R. The reversal of the solar polar magnetic fields. IV. The polar fields near sunspot maximum Solar Phys. -1992. -Vol.142. -P. 221-232.

145. Mursula K., Zieger B. The 13.5-day periodicity in the Sun, solar wind, and geomagnetic activity: the last three solar cycles J. Geophys. Res. -1996. -Vol.101, №A12. -P. 27077-27090.

146. Muisula K., Usoskin I.G., Kovaltsov G.A. Persistent 22-year cycle in sunspot activity: evidence for a relic solar magnetic field Solar Phys. -2001. -Vol.198. -P. 51-56.

147. Neugebauei M., Forsyth R.J., Galvin A.В., et al. Spatial structure of the solar wind and comparisons with solar data and models J. Geophys. Res. -1998. -Vol.103, №A7. -P. 14587-14600.

148. Neugebauer M., Smith E.J., Ruzmaikin A., et al. The solar magnetic field and the solar wind: existence of preferred longitudes J. Geophys. Res. -2000. -Vol.105, №A2. -P. 2315-2324. -2000.

149. Nindos A., Zhang H. Photospheric motions and coronal mass ejection productivity Astrophyb. J. -2002. -Vol.573. -Pt2. -P. L133-L136.

150. Obridko V.N., Shelting B.D. Rotation characteristics of large-scale solar magnetic fields Solar Phy&. -2001. -Vol.201. -P. 1-12. 164. Oda N. Morphological btudy of the solar granulation. III. The me&ogranulation Solar Phys. -1984. -Vol.93. -P. 243-255.

151. Odstrcil D., Linker J.A., Lionello R., et al. 3-D MHD simulations of CMEs by coupled coronal and heliospheric models Solar variability: from core to outer frontiers. Pioceedings of 10th European solar physics meeting, Prague, Czech Republic, 9-14 September, 2002. -ESA SP-506. -2002. -P. 95-98.

152. Ogurtsov M.G., Nagovitsyn Yu.A., Kocharov G.E., Jungner H. Longperiod cycles of the Suns activity recorded in direct solar data and proxies Solar Phys. -2002. -Vol.211. -P. 371-394.

153. Ossendrijver A.J.H., Hoyng P., Schmitt D. Stochastic excitation and memory of the solar dynamo Astron. and Astrophys. -1996. -Vol.313. -P. 938948. 168. Pap J., Tobiska W.K., Bouwer S.D. Periodicities of solar irradiance and solar activity indices. I Solar Phys. -1990. -Vol.129. -P. 165-189.

154. Parker E.N. Hydraulic concentration of magnetic fields in the solar photosphere. VI. Adiabatic cooling and concentration in downdrafts Astrophys. J. -1978. -Vol.221. -Ptl. -P. 368-377.

155. Petrovay K., Szakaly G. Transport effects in the evolution of the global solar magnetic field Solar Phys. -1999. -Vol.185. -P. 1-13.

156. Pillet V.M., Lites B.W., Skumanichi A. Active region magnetic fields. I. Plage fields Astrophys. J. -1997. -Vol.474. -Ptl. -P. 810-842.

157. Plyusnina L.A. Background magnetic fields: cellular structure, its rotation variations and relatioship with coronal holes Solar Phys. -1998. -Vol.180.

158. Pneuman G.W., Kopp R.A. Gas-magnetic field interactions in the solar corona Solar Phys. -1971. -Vol.18. -P. 258-270.

159. Pneuman G.W., Hansen S.F., Hansen R.T. On the reality of potential magnetic fields in the solar corona Solar Phys. -1978. -Vol.59. -P. 313-330.

160. Pojoga S., Cudnik B. The clustering properties of active regions during the fiist part of solar cycle 23 Solar Phys. -2002. -Vol.208. -P. 17-32.

161. Raju K.P., Srikanth R., Singh J. Lifetimes and sizes of supergranular cells Bull. Astion. Soc. India. -1999. -Vol.27. -P. 65-68.

162. Rigozo N.R., Echer E., Vieira L.E.A., Nordemann D.J.R. Reconstruction of Wolf sunspot numbers on the basis of spectral characteristics and estimates of associated radio flux and solar wind parameters for the last millennium Solar Phys. -2001. -Vol.203. -P. 179-191.

163. Riley P., Mikic Z., Linker J.A. Modeling of the magnetic structure of the heliosphere using MHD simulations Bull. American Astron. Soc. -2000. -Vol.32. -P. 841.

164. Riley P., Linker J.A., Mikic Z. An empirically-driven global MHD model of the solar corona and inner heliosphere J. Geophys. Res. -2001. -Vol.106, №A8. -P. 15889-15902.

165. Rozelot J,P. On the stability of the 11-year solar cycle period (and a few others) Solar Phys. -1994. -Vol.149. -P. 149-154.

166. Rudenko G.V. On the validity of application of the radial approximation for the photospheric field Solar Phys. -2004. -Vol.220. -P. 1-20.

167. Ruzmaikin A. On the origin of sunspots Astron. and Astrophys. -1997. -Vol.319. -P. L13-L16.

168. Ruzmaikin A. Clustering of emerging magnetic flux Solar Phys. -1998. -Vol.181. -P. 1-12.

169. Saito K. Polar rays of the solar corona PubL Astron. Soc. Japan. -1958. -Vol.10, №2. -P. 49-78.

170. Saito K. Polar rays of the solar corona. II Publ. Astron. Soc. Japan.

171. Saito K. Polar rays of the solar corona observed at the 1965 May 30 eclipse in the south pacific Publ. Astron. Soc. Japan. -1965. -Vol.17, №4. -P. 421426.

172. Saito Т., Oki Т., Olmsted C Akasofu S.-I. A representation of the magnetic neutral line on the solar source surface in terms of the Suns axial dipole at the center and two equatorial dipoles in the photosphere J. Geophys. Res. -1989. -Vol.94, №A11. -P. 14993-14999.

173. Sdito Т., Kozuka Y., Oki Т., Akasofu S.-I. The source surface and photospheric magnetic field models J. Geophys. Res. -1991. -Vol.96, №A3. -P. 3807-3810.

174. Schatten K., Myers D.J. Solar activity forecast for solar cycle 23 Geophys. Res. Lett. -1996. -Vol.23, №6. -P. 605-608.

175. Schatten K., Hoyt D. Solar cycle 23 forecast update Geophys. Res. Lett. -1998. -Vol.25, №5. -P. 599-601.

176. Schatzman E., Zahn J.-P., Morel P. Shear turbulence beneath the solar tachocline Astron. and Astrophys. -2000. -Vol.364. -P. 876-878.

177. Schou J., Howe R., Basu S., et al. A comparison of solar p-mode parameters from the Michelson doppler imager and the global oscillation network group: splitting coefficients and rotation inversions Astrophys. J. -2002. -Vol.567. -Ptl. -P. 1234-1249.

178. Schove D.J. Sunspot turning-points and aurore since A.D. 1510 Solar Phys. -1979. -Vol.63. -P. 423-432.

179. SheeleyN.R.Jr. Polar faculae: 1906-1990//Astrophys. J.-1991. -Vol.374. -Ptl. -P. 386-389.

180. Sheeley N.R. Jr., Walters J.H., Wang Y.-M., Howard R.A. Continuous tracking of coional outfiows: two kinds of coronal mass ejections J. Geophys. Res. -1999. -Vol.104, №A11. -P. 24739-24767.

181. Shine R.A., Simon G.W., Hurlburt N.E. Supergranule and mesogranule evolution Solar Phys. -2000. -Vol.193. -P. 313-331.

182. Smith E.J., Neugebauer M., Balogh A., et al. Disappearance of the heliospheric sector structure at Ulysses Geophys. Res. Lett. -1993. -Vol.20, №21. -P. 2327-2330.

183. Smith E., Balogh A. Ulysses observations of the radial magnetic field Geophys. Res. Lett. -1995. -Vol.22, №23. -P. 3317-3320.

184. Smith E.J., Balogh A., Forsyth R.J., McComas D.J. Ulysses in the south polar cap at solar maximum: heliospheric magnetic field Geophys. Res. Lett. -2001. -Vol.28, №22. -P. 4159-4162.

185. Snodgrass H.B. Magnetic rotation of the solar photosphere Astrophys. J. -1983. -Vol.270. -Ptl. -P. 288-299.

186. Snodgrass H.B., Dailey S.B. Meridional motions of magnetic features in the solar photosphere Solar Phys. -1996. -Vol.163. -P. 21-42.

187. Solanki S.K., Krivova N.A., Schussler M., Fligge M. Search for a relationship between solar cycle amplitude and length Astron. and Astrophys. -2002. -Vol.396. -P. 1029-1035.

188. Solonsky Yu.A., Makarova V.V. The peculiarities of rotation of the solar polar regions Solar Phys. -1992. -Vol.139. -P. 233-245.

189. Sonett C.P. Sunspot index infers a small relict magnetic field in the Suns coie Nature. -1983. -Vol.306, №5944. -P. 670-673. 206. St. Cyr O.C., Burkepile J.T., Hundhausen A.J., Lecinski A.R. A comparison of ground-based and spacecraft observations of coronal mass ejections from 1980 1989 J. Geophys. Res. -1999. -Vol.104, №A6. -P. 12493-12506.

190. Steig E.J., Morse D.L., Waddington E.D., Polissar P.J. Using the sunspot cycle to data ice cores Geophys. Res. Lett. -1998. -Vol.25, №2 -P. 163-166.

191. Stenflo J.O. Diffeiential rotation of the Suns magnetic field pattern Astion. and Astrophys. -1989. -Vol.210. -P. 403-409.

192. Stenflo J.O. Time invariance of the Suns rotation rate Astron. and Astrophys. -1990. -Vol.233. -P. 220-228.

193. Subramanian P., Dere K.P., Rich N.B., Howard R.A. The relationship of coronal mass ejections to streamers J. Geophys. Res. -1999. -Vol.104, №A10. -P. 22321-22330.

194. Suess S.T. Polar coronal plumes Solar Phys. -1982. -Vol.75. -P. 145159.

195. Suess S.T., Nerney S.F. Stagnation fiow in streamer boundaries Astrophys. J. -2002. -Vol.565. -Ptl. -P. 1275-1288.

196. Svalgaard L. Interplanetary magnetic-sector structure, 1926-1971 J. Geophys. Res. -1972. -Vol.77, №22, P. 4027-4034.

197. Svalgaard L., Duvall T.L., Srheirer P.H. The strength of the Suns polar fields Solar Phys. -1978. -Vol.58. -P. 225-240.

198. Sykora J., Badalyan O.G., Obridko V.N. Connections between the whitelight eclipse corona and magnetic fields over the solar cycle Solar Phys. -2003. -Vol.212. -P. 301-318.

199. Taboada R.E.R., Moreno G.G. Are there fast-rotating giant active longitudes Solar Phys. -1993. -Vol.144. -P. 399-402.

200. Tobias S.M. Grand minima in nonlinear dynamos Astron. and Astrophys. -1996. -Vol.307. -P. L21-24.

201. Usoskin I.G., Mursula K., Kovaltsov G.A. Was one sunspot cycle lost in late XVIII century? Astron. and Astrophys. -2001. -Vol.370. -P. L31-L34.

202. Usoskin I.G., Mursula K., Kovaltsov G.A. The lost sunspot cycle: reanalysis of sunspot statistics//Astron. and Astrophys. -2003. -Vol.403. -P. 743-748.

203. Usoskin I.G., Mursula K., Solanki S., Schussler M., Alanko K. Reconstruction of solar activity for the last millennium using Be data Astron. and Astrophys. -2004. -Vol.413. -P. 745-751.

204. Veselovsky I. Turbulence and waves in the solar wind formation region and the heliosphere Astrophys. and Space Sci. -2001. -VoL277. -P. 219-224.

205. Veselovsky I.S. Nonstationary electric drifts in the solar atmosphere

206. Veselovsky I.S., Panassenko O.A., Koutchmy S. Polar plume formation in the solar corona Solar jets and coronal plumes. Proceedings of an international meeting held in Guadeloupe, DOM, France, 23-26 Feb., 1998. -ESA SP-421. -1998. -P. 345-345.

207. Vitinsky Yu.I. Comments on the so-called Maunder minimum Solar phys. -1978. -Vol.57. -P. 475-478.

208. Vrsnak В., Rosa D., Bozic H., et al. Height of tracers and the correction of the measured solar synodic rotation rate: demonstration of the method Solar Phys. -1999. -Vol.185. -P. 207-225.

209. Waldmeiei M. The sunspot-activity in the years 1610 1960. -Zurich: Schulthess CO AG, 1961. -171 p.

210. Wallenhorst S.G. On long-term periodicities in the sunspot cycle Solar Phys. -1982. -Vol.80. -P. 379-384.

211. Wang Y.-M., Sheeley N.R. Jr. Average properties of bipolar magnetic regions during sunspot cycle 21 Solar Phys. -1989. -Vol.124. -P. 81-100.

212. Wang Y.-M., Sheeley N.R. Jr., Nash A.G. A new solar cycle model including meridional ciiculation Astrophys. J. -1991. -Vol.383. -Ptl. -P. 431-442.

213. Wang Y.-M., Sheeley N.R. Jr. On potential field models of the solar corona Astrophys. J. -1992. -Vol.392. -Ptl. -P. 310-319.

214. Wang Y.-M., Sheeley N.R. Jr. The rotation of photospheric magnetic fields: a random walk transport model Astrophys. J. -1994. -Vol.430. -Ptl. -P. 399-412.

215. Wang Y.-M., Sheeley N.R. Jr. Solar implications of Ulysses interplanetary field measurements Astrophys. J. -1995. -Vol.447. -Pt2. -P. L143-L146.

216. Wang Y.-M. Nonradial coronal streamers Astrophys. J. -1996. -Vol.456. -Pt2. -P. L119-L121.

217. Wang Y.-M., Sheeley N.R. Jr., Howard R.A., et al. Origin and evolution of coronal streamer structure during the 1996 minimum activity phase As-

218. Wang Y.-M., Sheeley N.R. Jr., Howard R.A., et al. Coronograph observations of inflows during high solar activity Geophys. Res. Lett. -1999. -Vol.26, №9. -P. 1203-1206,

219. White O.R. Determination of contributions to irradiances fiom plages, network, and the quiet solai atmosphere Solar drivers of interplanetary and teirebtrial disturbances». Eds. Balasubramaniam K.S., Keil S.L., Smartt R.N. -ASP conference seiies. -1996. -Vol.95. -P. 598-600.

220. Wiegelmann Т., Schindler K., Neukirch T. A self-consistent model for coronal streamers and their relevance for coronal mass ejections and the slow solar wind Abstracts of contributed talks and posters presented at the annual scientific meeting of the Astronomische Gesellschaft, Goettingen, Germany, 20-25 September, 1999. AG Abstract Services. -1999. -Vol.15. -P. 23.

221. Wilcox J.M., Hundhausen A.J. Comparison of heliospheric current sheet structure obtained from potential magnetic field computations and from obscived polarization coronal brightness J. Geophys. Res. -1983. -Vol.88, №A10. -P. 8095-8096.

222. Zhang J., Wang J., Deng Y., Wang H. The polarity distribution of intranetwork and netwoik fields Solar Phys. -1999. -Vol.188. -P. 47-58.

223. Zhang J., Dere K.P., Howard R.A., Vourlidas A. A study of the kinematic evolution of coronal mass ejections Astrophys. J. -2004. -Vol.604. -Ptl. -P. 420-432.

224. Zhao J., Kosovichev A.G. On the inference of supergranular flows by timedistance helioseismology Local and global helioseismology: the present and future. Proceedings of SOHO 12/GONG4-2002, Big Bear Lake, CA, USA, 27 October- 1 November, 2002. -ESA SP-517. -2003. -P. 417-420.

225. Zhao X., Hoeksema J.T. Predicting the heliospheric field using the currentsource surface model Advances in Space Res. -1995. -Vol.16, №9. -P. 181184.

226. Zhou G., Wang J., Cao Z. Correlation between halo coronal mass ejections

227. Zhukov A. N., Veselovsky I. S., Koutchmy S., Llebaria A. Helical magnetic structure of white light polar plumes Recent insights into the physics of the Sun and heliosphere: highlights from SOHO and other space missions. Proceedings of IAU Symposium 203. -Published by Astronomical Society of the Pacific -2001. -P. 434.

228. Zirker J.B., Koutchmy S., Nitschelm C et al. Structural changes in the solar corona during the July 1991 eclipse Astron. and Astrophys. -1992. -Vol258. -P. L1-L4.