Свойства течений солнечного ветра и их источников тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Введение.

Глава 1. Быстрые потоки квазистационарного солнечного ветра (СВ)

1.1. Связь параметров быстрых потоков СВ на Я=1АЕ с характеристиками корональных дыр и окружающими участками солнечной атмосферы

1.1.1. Зависимость параметров быстрых потоков СВ от площади связанных корональных дыр - источников этих потоков

1.1.2. Влияние параметров плазмы в корональных дырах на скорость истечения из них потоков солнечного ветра (качественный анализ)

1.1.3. Влияние магнитных полей солнечных пятен на скорость потоков солнечного ветра из корональных дыр. Связь скорости потоков плазмы из корональных дыр с измеряемым магнитным полем внутри дыры

1.1.4. Влияние удаленности границы полярной корональной дыры от экватора на измеряемую на 11=1АЕ скорость вытекающего из нее потока плазмы

1.2. Некоторые особенности структуры и динамики корональных источников быстрых потоков СВ и проявление этого в солнечном ветре 44 1.2.1 Методы расчета магнитного поля в солнечной короне (потенциальное приближение)

1.2.2. Метод исследования динамики магнитных структур в короне

1.2.3. Открытые магнитные трубки

1.3. О возможном механизме регулирования скорости истечения солнечного ветра из корональных дыр

1.4. Быстрые (с масштабом ~ 1 сутки) вариации открытых магнитных трубок в короне и проявление этого в солнечном ветре

Глава 2. Медленные квазистационарные течения солнечного ветра

2.1. Медленный ветер между высокоскоростными потоками плазмы из корональных дыр с одинаковой полярностью магнитного поля и его источники на Солнце

2.1.1. Цепочки стримеров между корональными дырами с одинаковой полярностью магнитного поля - источники медленного ветра типа МВОП

2.2. О природе множественных изменений полярности межпланетного магнитного поля в области медленных течений солнечного ветра

2.3. О границах и структуре «горизонтальных» участков пояса медленного ветра на орбите Земли

Глава 3. Область взаимодействия быстрых и медленных квазистационарных потоков СВ

3.1. Расчеты эволюции солнечного ветра в межпланетном пространстве

3.1.1. Одножидкостная двумерная магнитогидродинамическая модель солнечного ветра.

3.1.2. Двухжидкостная двумерная магнитогидродинамическая модель солнечного ветра с учетом альфвеновских волн

3.2. «Эффективность» взаимодействия быстрых и медленных потоков солнечного ветра по результатам анализа экспериментальных данных

3.3. О природе интенсивной Bz - компоненты межпланетного магнитного поля в квазистационарном солнечном ветре

Глава 4. Спорадические течения солнечного ветра 158 4.1. Выбросы корональной массы вблизи Солнца

4.1.1. Исследование факторов, определяющих характеристики выбросов корональной массы

4.1.2. О вариациях крупномасштабного магнитного поля, сопровождающих выбросы корональной массы

4.1.3. О возможной связи динамики корональных дыр с выбросами корональной массы

4.1. 4. Могут ли корональные дыры быть источниками выбросов корональной массы?

4.2. Об одном механизме ускорения ионов в солнечных вспышках

4.3. Спорадические течения солнечного ветра на орбите Земли

4.3.1. Сравнение характеристик двух типов крупномасштабных возмущений солнечного ветра с межпланетной ударной волной: ударная волна сопровождается магнитным облаком (МО); ударная волна сопровождается бинаправленными потоками сверхтепловых электронов (БПЭ) при отсутствии МО

4.3.2. Новый метод идентификации выброса корональной массы в солнечном ветре и обнаружения существования драпировки межпланетного магнитного поля вокруг быстрого плазмоида

4.3.3. Два способа определения положения солнечного источника крупномасштабного возмущения солнечного ветра.

4.3.4. Влияние окружающего солнечного ветра на R=1AE на характеристики возмущенной области СВ, содержащей МО или БПЭ и связанную ударную волну

4.3. 5. О генерации интенсивной Bz - компоненты магнитного поля в крупномасштабных возмущениях солнечного ветра 4.3.6. О влиянии медленного солнечного ветра на распространение в гелиосфере межпланетных ударных волн

Глава 5. Некоторые особенности взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли и прогноз геомагнитных бурь

5.1. Связь интенсивности геомагнитных бурь, вызываемых квазистационарными потоками солнечного ветра, с характеристиками этих потоков

5.2. Связь интенсивности геомагнитных бурь, вызываемых крупномасштабными возмущениями солнечного ветра, с их характеристиками

5.3. Влияние последовательного воздействия нескольких крупномасштабных возмущений на амплитуду геомагнитной бури

5.4. Сравнение геомагнитных бурь, вызываемых различными участками солнечного ветра

5.5. О прогнозе геомагнитных бурь по характеристикам Солнца

5.5.1.Физические основы прогноза геомагнитных бурь

5.5.2.Прогноз геомагнитных бурь, вызываемых квазистационарным солнечным ветром

5.5.3. Прогноз геомагнитных возмущений, вызываемых крупномасштабными транзиентными возмущениями солнечного ветра

Актуальность работы.

Диссертация посвящена исследованию свойств различных типов течения солнечного ветра (СВ), их источников на Солнце и изучению связи параметров этих потоков с характеристиками источников. Представлены также результаты изучения влияния взаимодействия в гелиосфере некоторых типов течения СВ на их параметры на орбите Земли (Я=1 АЕ).

Солнечный ветер является объектом интенсивных исследований уже более 40 лет - с тех пор, как космические станции «Луна-2» и «Луна-3» зарегистрировали в межпланетном пространстве движущуюся от Солнца материю ([1]), а последующие измерения с помощью станции «Венера-3», космического зонда «Эксплорер-10» и космического аппарата «Маринер-2» устранили «малейшие сомнения относительно существования солнечного ветра» ([2]).

В действительности косвенные доказательства присутствия солнечной материи в межпланетном пространстве были получены задолго до ее обнаружения с помощью космических аппаратов. Воздействием солнечного корпускулярного излучения объяснялись геомагнитные бури и полярные сияния, поляризация зодиакального света, ориентация и ионизация кометных хвостов и др. ([2-3]).

До первых измерений в межпланетном пространстве движущихся от Солнца потоков плазмы были также высказаны идеи об их происхождении. В течение определенного времени предполагалось, что солнечная корона находится в состоянии статического равновесия. В то же время постепенно накапливались экспериментальные данные, противоречащие такому представлению [4-5]. Эти данные позволили сформулировать новую концепцию короны как динамической атмосферы, элементы которой имеют направленную скорость от Солнца ([4-6]). Количественная теория динамической короны, позволяющая оценить ток вещества в направлении от Солнца и потерю массы короной при этом, была разработана Пономаревым Е.А. [5-6].

К началу 50-х годов стало ясно, что характерная температура короны составляет ~ 10б К. Статическая модель короны с учетом ее высокой теплопроводности при такой температуре позволила оценить давление корональной плазмы на больших гелиоцентрических расстояниях. Оказалось, что рассчитанное давление в короне здесь на несколько порядков выше оцениваемого давления межзвездного газа [2-3]. Это противоречие разрешил Паркер [7], предположив, что на больших расстояниях от Солнца корона не может быть в статическом равновесии. В рамках гидродинамической модели он теоретически исследовал течение плазмы, возникающее при непрерывном расширении сферически - симметричной короны. Было показано-, что существует единственное решение, при котором скорость течения монотонно увеличивается по мере удаления от Солнца при условии исчезающе малого давления в расширяющейся короне на больших гелиоцентрических расстояниях. При этом было установлено, что уже начиная с расстояния в несколько радиусов Солнца скорость расширяющейся короны превышает локальную скорость звука в плазме. Именно это сверхзвуковое расширение солнечной короны в межпланетное пространство Паркер определил как солнечный ветер.

Причины не ослабевающего интереса к изучению СВ заключаются прежде всего в том, что такие исследования направлены на решение некоторых фундаментальных проблем астрофизики и физики. Действительно, измерения параметров СВ в межпланетном пространстве позволяют получить информацию о характеристиках различных участков солнечной атмосферы и процессах в них, а значит о процессах, которые могут происходить в звездах определенного класса. Кроме того, гелиосфера с Солнцем в центре и заполняющем ее СВ является гигантской и одновременно уникальной природной лабораторией, где с успехом можно изучать многие проблемы магнитной гидродинамики, физики плазмы и многих других областей физики.

За истекшие десятилетия с момента открытия солнечного ветра с помощью космических аппаратов, был накоплен обширный экспериментальный материал, касающийся физических свойств солнечного ветра (СВ) ([2-3]; [8]; [9-10]. Стало ясно, что СВ представляет из себя весьма сложное течение плазмы. Для него характерны сильная пространственная неоднородность и изменчивость со временем с широким спектром пространственных и временных масштабов. В нем возникают некоторые характерные для плазмы типы неустойчивостей, возбуждаются различные виды волн. Свойства СВ в значительной степени определяются нелинейными процессами. Такое течение плазмы уже не описывается адекватно с помощью сравнительно простых моделей СВ, предложенных Паркером ([11]).

Уже на первых этапах исследования СВ с помощью космических аппаратов стало ясно, что в солнечном ветре можно выделить медленно эволюционирующую крупномасштабную структуру - квазистационарный СВ ([2]; [8]). В свою очередь, такой ветер состоит из квазистационарных потоков (течений) двух типов: высокоскоростные (или быстрые) и медленные. Кроме скорости, в этих двух типах течений СВ заметно различаются и другие параметры движущейся плазмы, а также магнитное поле. Весьма условно два таких типа потоков СВ можно разделить с помощью следующего количественного критерия: для медленного ветра характерная скорость направленного движения V < 400 км/с; соответственно для высокоскоростных потоков V > 400 км/с [8].

Кроме квазистационарных потоков существуют спорадические течения СВ. По существу они представляют из себя крупномасштабные возмущения квазистационарного ветра в виде распространяющихся от Солнца замагниченных сгустков плазмы и движений вещества за фронтом ударной волны, которую эти сгустки генерируют в межпланетном пространстве ([2; 8]).

Каждый тип течения СВ возникает в определенной, со своими особенностями, области солнечной атмосферы. Эти особенности источников на Солнце определяют свойства каждого типа течений СВ в гелиосфере и, в частности, на орбите Земли. Источниками быстрых квазистационарных потоков СВ являются коро-нальные дыры ([12-15]), медленные потоки возникают в корональных стримерах, формирующих пояс стримеров [16-18] или цепочки стримеров [19-20]. И, наконец, местом возникновения спорадических течений считаются области с замкнутыми линиями магнитного поля, формирующие основания стримеров [21-23].

Выделение в СВ различных типов течения, а также областей взаимодействия между ними в самостоятельные объекты исследования резко увеличивает эффективность изучения солнечного ветра.

Нахождение закономерностей, определяющих для каждого типа течений СВ связь их свойств с характеристиками источников, является объединяющим стержнем настоящей работы. Эти закономерности обнаруживаются в виде эмпирических или статистических зависимостей, а также в рамках полуэмпирических или численных моделей. Они создают основу для выяснения механизмов формирования различных типов течений СВ и разработки более совершенных теоретических моделей этих течений. Кроме этого, такие закономерности важны с практической точки зрения, т.к. позволяют разработать алгоритмы предсказания по характеристикам Солнца космической погоды и возмущённое™ магнитосферы.

Несмотря на значительный прогресс в изучении каждого из перечисленных выше типов течений СВ и их источников на Солнце, до начала наших исследований не удалось получить исчерпывающие ответы на ряд основополагающих для физики этих течений вопросов: каковы механизмы ускорения разных типов течений СВ? вследствие чего характеристики потоков СВ каждого типа варьируются на орбите Земли в широком диапазоне? как и где возникают спрорадические потоки СВ? От чего зависят их характеристики? как идентифицировать в солнечном ветре быстрый замагниченный сгусток плазмы, «выброшенный» из солнечной атмосферы? какова природа интенсивной Вг - компоненты магнитного поля, возникающей в разных типах течения СВ?

Многообразие физических явлений в СВ, а также отсутствие ответов на многие вопросы происхождения и распространения потоков СВ различного типа в значительной степени определяет актуальность исследований таких потоков.

Еще одна причина неослабевающего интереса к изучению различных типов течения СВ и их источников связана с практической ценностью таких исследований. Хорошо известно, что воздействие СВ на магнитосферу Земли периодически приводит к ее сильному возмущению (а также к возмущению ионосферы) [24]. Это, в свою очередь, оказывает влияние (часто нежелательное) на жизнедеятельность людей. Чтобы уменьшить степень этого влияния, необходимо научиться предсказывать заблаговременно периоды и интенсивность возмущений магнитосферы и ионосферы. Это возможно лишь при понимании закономерностей формирования СВ, его распространения между Солнцем и Землей и взаимодействия с магнитосферой [25].

Уже давно установлено, что отклик магнитосферы на воздействие СВ сильно зависит от того, какой тип течения СВ Земля пересекает [26-27] и от параметров этого течения на 11=1 АЕ [28-29]. Последние зависят от характеристик источника течения на Солнце, наиболее значительно влияющих на его свойства, и от особенностей взаимодействия данного течения с другими потоками СВ в гелиосфере. В то же время основным направлением исследований, результаты которых представлены в диссертации, является установление физических закономерностей между параметрами различных типов потоков СВ с характеристиками их источников, а также выяснения влияния взаимодействия таких потоков в гелиосфере на их параметры на орбите Земли.

Практическая значимость исследований различных типов течений СВ и связи их параметров с характеристиками источников таких течений на Солнце также обуславливает актуальность этих исследований.

Цель работы. Методы исследования.

В общем плане целью настоящей работы является улучшение наших знаний о различных типах течений солнечного ветра и их источниках на основе новых идей и методов исследования.

Более конкретно задачи данного исследования можно сформулировать следующим образом.

1. Уточнить наши знания о солнечных источниках различных типов течений СВ. В начале наших исследований СВ в середине 80-х годов стало ясно, что существующие представления об источниках различных типов течений СВ не являются исчерпывающими. Возникла задача развить имеющуюся классификацию солнечных источников разных потоков СВ. Выяснить, например, какие области короны являются источниками определенного типа медленных течений СВ, который до наших исследований не был изучен.

2. Выяснить, какие свойства солнечной атмосферы в области формирования разных типов течений СВ определяют их характеристики в гелиосфере. Установить эмпирические или статистические зависимости параметров потоков СВ от характеристик их источников.

3. К этой проблеме тесно примыкает задача более детального изучения структуры (в том числе магнитной) солнечной короны, и ее быстрых изменений (с временными масштабами сутки и менее) в месте возникновения разных типов течений СВ. Как мы увидим, такая динамика короны тесно связана с временными вариациями характеристик СВ на орбите Земли и генерацией в короне так называемых выбросов корональной массы. Здесь оказалось необходимым развить методы исследования такой динамики.

4. Исследовать взаимодействие быстрых и медленных течений СВ в межпланетном пространстве, возникающее вследствие вращения Солнца. Само существование такого взаимодействия было обнаружено ещё в начале систематических измерений параметров СВ ([5]). В то же время долго не было выяснено, какие обстоятельства в наибольшей степени влияют на эффективность такого взаимодействия (т.е. на крутизну фронта высокоскоростного потока, амплитуды пиков плотности и температуры плазмы, а также магнитного поля в области взаимодействия потоков). Ответ на этот вопрос можно получить, комбинируя анализ связанных наблюдательных данных и модельные расчеты течения СВ.

5. Исследовать природу формирования интенсивной Вг- компоненты межпланетного магнитного поля (ММП). В частности выяснить, от каких характеристик солнечной атмосферы в области формирования соответствующих течений СВ и каким образом зависят амплитуда и преимущественная полярность Вг- компоненты ММП в квазистационарном СВ на орбите Земли. Эта задача относится к числу наиболее «крепких орешков» среди нерешенных проблем СВ.

6. Исследовать некоторые свойства медленных течений СВ на орбите Земли. Такие течения формируют один из основных классов течений СВ и оказывают существенное влияние на распространение других типов потоков солнечного ветра в гелиосфере. Одна из задач - установить особенности в короне, разделяющие области формирования быстрых и медленных квазистационарных течений СВ.

7. Для выяснения механизмов формирования выбросов корональной массы -спорадических течений СВ, регистрируемых вблизи Солнца, необходимо установить, какие факторы или свойства источников выбросов корональной массы определяют характеристики этих течений?

8. Одна из проблем, связанных со спорадическими течениями СВ - идентификации выбросов корональной массы в СВ. Хотя уже было предложено несколько критериев для их выделения в СВ, есть уверенность, что с помощью этих критериев невозможно выявить все быстрые плазмоиды в солнечном ветре. Существует потребность в выработке новых, более точных критериев такой идентификации.

9. Продолжить исследование влияния воздействия различных потоков СВ на магнитосферу. Разработать физические основы и практический алгоритм прогноза геомагнитных возмущений по характеристикам Солнца.

Основным методом исследования при этом был анализ данных наблюдений. Часть результатов была получена с использованием численных расчетов магнитного поля в короне Солнца и эволюции солнечного ветра в межпланетном пространстве.

Содержание работы.

Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения. Содержит 72 рисунка и список литературы из 278 наименований.

Основные результаты Главы 6.

1. Показано, что для геомагнитных бурь, вызываемых как квазистационарным СВ, так и транзиентными возмущениями СВ, момент ТзМ достижения геомагнитной возмущенностью максимального значения совпадает, в среднем, с моментом Тв5м, когда модуль южной Вг - компоненты магнитного поля становится наибольшим.

2. Для обоих типов геомагнитных бурь существует положительная корреляция между амплитудой геомагнитной возмущенности (Крм или |Е)з1|м) и модулем южной Вт - компоненты магнитного поля Взм.

3. Показано, что существует положительная корреляция между Крм (или Рэ^) и максимальной скоростью Vм быстрого потока СВ из КД, связанного с возбуждением данной геомагнитной бури.

4. Обнаружено, что для геомагнитных бурь, вызываемых последовательным воздействием на магнитосферу двух ударных волн (или возникающих после двух 88С), временной промежуток между которыми не более 40 часов, амплитуда таких бурь в среднем возрастает с увеличением амплитуды геомагнитной возмущенности после воздействия первой ударной волны (первого 88С).

5. Установлено, что интенсивность геомагнитной бури зависит от типа течения СВ, вызывающего эту бурю. Подтверждено независимым анализом, что в среднем более сильные бури вызываются воздействием на магнитосферу транзи-ентных возмущений СВ, по сравнению с бурями, вызываемыми квазистационарным СВ. Показано, что бури, связанные с медленным ветром типа МВОП, в среднем более слабые, чем бури, связанные с медленными течениями СВ типа МВПП. Обнаружено, что амплитуда магнитной бури, вызываемой транзиентным возмущением СВ, зависит от типа течения СВ, в пределах которого Земля пересекает

255 ударную волну. В среднем самые сильные магнитные бури вызываются вызываемых последовательным воздействием на магнитосферу двух ударных волн (или возникающих после двух ЗБС).

6. Результаты диссертации использовались для разработки нового метода краткосрочного прогноза геомагнитных бурь по характеристикам Солнца. Дано физическое обоснование этого метода и сформулированы основы практического алгоритма прогноза. Разрабатываемый метод прогноза геомагнитных бурь, вызываемых квазистационарным СВ, имеет оправдываемость, достигающей, по нашим оценкам, 85-90 %. Моменты начала таких бурь и максимума интенсивности для ~ 80 % случаев предсказываются с точностью в пределах +/- 24 часов. Амплитуда таких бурь предсказывается с точностью до ~ 30 %. Оправдываемость нашего прогноза бурь, вызываемых возмущениями СВ не превышает, по оценкам, 70 %. Момент начала бури предсказывается примерно с такой же точностью, как и для бурь, обусловленных квазистационарным СВ. Точность предсказания амплитуды бури при этом сравнительно невелика, но во многих случаях позволяет оценить интенсивность бури на шкале «слабая буря» - «сильная буря». Насколько нам известно, такое качество прогноза сопоставимо с лучшими результатами других исследователей и по некоторым характеристикам превосходит их.

Заключение.

Представленные в диссертации результаты охватывают широкий круг вопросов солнечно-земной физики. Основные усилия при проведении данного исследования были направлены на выяснение связи между параметрами различных типов течений СВ и характеристиками источников этих течений на Солнце. Имея в виду практическое использование полученных результатов были также рассмотрены некоторые аспекты взаимодействия СВ с магнитосферой. Ниже кратко сформулированы основные результаты работы.

1. Обнаружено влияние окружающих корональную дыру (КД) групп пятен и среднего по сечению дыры магнитного поля на скорость Vм быстрого потока солнечного ветра (СВ) из КД и получены эмпирические зависимости, характеризующие это влияние. Установлена эмпирическая зависимость, характеризующая влияние удаленности границы полярной дыры от экватора на скорость потока СВ из этой дыры, регистрируемую на орбите Земли. Предложен механизм регулирования скорости истечения СВ из КД, объединяющий влияние на Vм площади дыры, величины сверхрадиальной расходимости потока из этой дыры и фотосферного магнитного поля внутри дыры. В качестве «главного» регулятора Vм в этом механизме рассматривается величина магнитного поля в области основного ускорения потока плазмы из КД.

С использованием расчетов магнитного поля в короне в потенциальном приближении показано, что величина сверхрадиальной расходимости открытой магнитной трубки, канализирующий быстрый поток СВ, зависит от площади основания трубки, радиального магнитного поля в пределах основания трубки, а также подвержена влиянию соседних открытых магнитных трубок. В частности, на основании этих исследований сформулированы условия, при которых потоки из вне экваториальных корональных дыр пересекут плоскость эклиптики.

Впервые проведено изучение вариаций крупномасштабных корональных структур с масштабом времени ~ сутки с использованием расчетов магнитного поля в короне в потенциальном приближении. Показано, что на этом временном масштабе существуют заметные изменения оснований и величины сверхрадиальной расходимости открытых магнитных трубок, а также нейтральной линии на поверхности источника. Сделан вывод, что эти вариации отражаются в характеристиках солнечного ветра.

2. Выделен особый класс медленных квазистационарных течений СВ: медленный ветер между соседними быстрыми потоками с одинаковой преобладающей полярностью межпланетного магнитного поля. Установлено, что источниками таких течений в короне являются цепочки корональных стримеров между корональ-ными дырами с одинаковой полярностью магнитного поля. Изучены свойства этих течений.

Исследована магнитная структура и особенности поляризационной яркости в цепочках корональных стримеров. По результатам расчетов магнитного поля в короне (потенциальное приближение) показано, что в этих областях короны магнитные структуры в меридиональных и азимутальных сечениях имеют характерный вид шлемовидных стримеров. Рассчитанные структуры магнитного поля в области замкнутых силовых линий стримеров имеют в поясе стримеров с нейтральной линией вид группы из нечетного числа примыкающих друг к другу арочных магнитных конфигураций, а в цепочке стримеров - из четного числа арочных конфигураций. Обнаружено, что высота вершины шлема стримера в цепочке меняется вдоль длинны цепочки и достигает максимальных значений на концах цепочки.

Показано, что границы протяженных вдоль долготы участков медленного ветра в окрестности ГТС повторяют формы изолиний магнитного поля +/- 1 mkT, рассчитанных на поверхности источника, а расстояние между границами по широте близко к расстоянию между изолиниями поля +/- lmkT. Обнаружено, что скорость СВ и температура протонов уменьшаются в протяженных по долготе участках медленного ветра от середины к периферии. Это согласуется с результатами Ulysses.

3. Исследованы факторы, в наибольшей степени влияющие на характеристики плазмы и магнитного поля в области взаимодействия быстрых и медленных квазистационарных потоков СВ, обусловленного вращением Солнца.

Используя расчеты эволюции СВ в межпланетном пространстве показано, что к числу таких факторов (определенных на внутренней границе расчетной области) относятся величина плотности плазмы и магнитного поля в области быстрого потока, перепад плотности между быстрым и медленным потоками, а также характерные масштабы неоднородности плазмы и магнитного поля.

С помощью анализа результатов наблюдений показано, что на эффективность взаимодействия быстрых и медленных потоков существенное влияние оказывает угол наклона (3 гелиосферного токового слоя к плоскости солнечного экватора, а также перепад скорости в быстром и медленном потоках СВ. Получены эмпирические зависимости, позволяющие по характеристикам Солнца определить амплитуды плотности и магнитного поля в области взаимодействия быстрых и медленных потоков СВ на 11=1 АЕ.

Показано, что между амплитудой интенсивной Вг- компоненты межпланетного магнитного поля в области повышенных значений этой компоненты и амплитудой модуля магнитного поля В существует положительная корреляция. Предложен способ определения преимущественного направления интенсивной Вг- компоненты магнитного поля.

4. Показано, что видимые характеристики СМЕ (тип, скорость и угловая ширина) зависят от положения видимых осей СМЕ относительно нейтральной линии на поверхности источника и границ корональных дыр (КД). Для событий первого типа преобладающими являются петлеобразные СМЕ. Эти закономерности наиболее отчетливо проявляются для СМЕ, связанных с солнечными вспышками и (или) с исчезающими волокнами (протуберанцами).

Обнаружена концентрация видимых осей СМЕ к нулевым линиям измеряемого фотосферного магнитного поля. Эта концентрация в наибольшей степени проявляется для событий, связанных с исчезающими волокнами.

Обнаружено, что доля СМЕ, локализованных вблизи НЛ и КД, уменьшается с ростом полной длинны цепочек корональных стримеров.

С помощью расчетов магнитного поля в короне показано, что СМЕ сопровождается следующими эффектами в динамике магнитного поля в окрестности места генерации СМЕ: (а) последовательным уменьшением расстояния между соседними корональными дырами и последующим увеличением этого расстояния до приблизительно первоначального значения; (б) рождением и исчезновением через 1-2 суток небольших короткоживущих открытых магнитных трубок.

Показано, что внезапному началу магнитной бури (Б8С) могут предшествовать следующие эффекты в динамике корональных дыр (КД): (а) изменения конфигураций соседних КД, которые проявляются в уменьшении расстояния между противоположными границами или участками этих границ двух КД и последующем возвращении этих границ (их участков) к состоянию, близкому к первоначальному; (б) появление новой короткоживущей или долгоживущей КД. Предположено, что эти эффекты в динамике корональных дыр являются признаком произошедшей эрупции корональной массы. Показано, что случаи с отчетливо выраженным эффектом в динамике КД сопровождаются наиболее сильными магнитными бурями.

Сопоставлены свойства двух сопровождаемых ударными волнами структур СВ, которые считаются выбросами корональной массы, проникшими на орбиту Земли: (1) магнитных облаков (МО) и (2) областей с бинаправленными потоками сверхтепловых электронов (БПЭ), не являющимися одновременно МО. Показано, что свойства этих структур СВ характеризуются принципиальными различиями.

Предложен способ идентификации СМЕ в солнечном ветре, основанный на предположении существования драпировки межпланетного магнитного поля вокруг таких СМЕ и оцениваемых свойств драпировки поля.

Предложено два метода оценки местоположения солнечных источников межпланетных СМЕ и ударных волн. Первый метод основан на существовании однозначного соответствия между участком транзиентного возмущения СВ, который пересекает космический аппарат (северный или южный, западный или восточный и т.д.) и квадрантом на видимой поверхности Солнца, где находится источник этого возмущения СВ. Второй предложенный метод оценки местоположения солнечных источников межпланетных СМЕ и ударных волн основан на существовании однозначного соответствия между направлением нормали к ударной волне с учетом радиуса кривизны ударной волны, и местоположением ее источника на Солнце.

Обнаружены сильные корреляции между характеристиками окружающего СВ и возмущений СВ, содержащих магнитное облако. Аналогичные зависимости для событий с БПЭ характеризуются низкими коэффициентами корреляции. Показано существование связи между магнитными полями в различных структурах рассмотренных транзиентнх возмущений.

Показано, что в событиях с МО наибольшие значения Вг - компоненты магнитного поля формируются в области МО, а в событиях с БПЭ - в области ударно сжатой плазмы за фронтом ударной волны.

Показано, что моменты внезапных начал геомагнитных бурь концентрируются в промежутках времени, когда Земля пересекает области медленного ветра между высокоскоростными потоками СВ из корональных дыр, либо области взаимодействия медленных и высокоскоростных потоков. Сделан вывод, что это отражает влияние медленного солнечного ветра на распространение межпланетных СМЕ и ударных волн и дана физическая интерпретация этого.

5. Показано, что для геомагнитных бурь, вызываемых как квазистационарным СВ, так и транзиентными возмущениями СВ, существует положительная корреляция между амплитудой геомагнитной возмущённое™ (Крм или |Бз1|м) и модулем южной Вх - компоненты магнитного поля Взм.

Обнаружено, что для геомагнитных бурь, вызываемых последовательным воздействием на магнитосферу двух ударных волн (или возникающих после двух SSC), временной промежуток между которыми не более 40 часов, амплитуда таких бурь в среднем возрастает с увеличением амплитуды геомагнитной возмущенности после воздействия первой ударной волны (первого SSC).

Установлено, что интенсивность геомагнитной бури зависит от типа течения СВ, который пересекает Земля перед началом бури. Показано, что бури, связанные с медленным ветром из цепочек стримеров, в среднем более слабые, чем бури, связанные с медленными течениями СВ из пояса стримеров. Обнаружено, что амплитуда магнитной бури, вызываемой транзиентным возмущением СВ (спорадическим потоком), зависит от типа течения СВ, в пределах которого Земля пересекает ударную волну. В среднем самые сильные магнитные бури вызываются последовательным воздействием на магнитосферу двух ударных волн (или возникающих после двух SSC).

Результаты диссертации использовались для разработки нового метода краткосрочного прогноза геомагнитных бурь по характеристикам Солнца. Дано физическое обоснование этого метода и сформулированы основы практического алгоритма прогноза.

Результаты, представленные в данной диссертации, были выполнены в тесном сотрудничестве с рядом сотрудников ИСЗФ СО РАН. Прежде всего я хочу выразить глубокую благодарность Еселевичу В.Г., который по существу «втянул» меня в эту область исследования, совместно с которым были получены многие результаты диссертации и некоторые идеи которого я развивал в дальнейшем. Я благодарен Кайгородову А.П., Руденко Г.В. и Мордвинову A.B. - специалистам высокого класса в области численных расчетов и моим соавторам, совместная работа с которыми обеспечила возможность получения интересных, важных и «красивых» результатов. Ими были созданы программы и проведены расчеты конфигурации магнитного поля в короне, его динамики, эволюции солнечного ветра в межпланетном пространстве (Кайгородов А.П., Руденко Г.В) и расширения бесстолкнови-тельной плазмы в плазму (Мордвинов A.B.). Я благодарен также своим соавторам Томозову В.М., Филиппову М.А. и Гречневу В.В., за их идеи, участие в анализе и обработке данных наблюдений. В процессе работы над диссертацией я обсуждал отдельные вопросы со многими сотрудниками института. Ценя несомненную пользу от таких обсуждений я выражаю им всем свою благодарность.

261

Представленная к защите работа была выполнена в период, когда автор являлся первоначально сотрудником лаборатории 0.35 «Динамики космической плазмы», а затем лаборатории 4.03 «Солнечной активности». На всех этапах своей работы я ощущал поддержку руководителей этих лабораторий В.А. Мазура и Г.В. Куклина, а также зав. Отдела 4.00 В.М. Григорьева.

1. Хундхаузен А. Расширение Солнечной короны и солнечный ветер. // М: «Мир», 1976.

2. Коваленко В.А. Солнечный ветер. // М: «Наука», 1983.

3. Никольский Г.М. Фотометрия корональных лучей и корпускулярные потоки. // В кн.: Физика солнечных корпускулярных потоков и их воздействие на верхнюю атмосферу Земли. М: Изд. АН СССР, Тр. Конф. КИСО, 22-24 ноября 1955 г., 1957, с. 61.

4. Пономарев Е.А. К теории солнечной короны. Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук .// Киев, Киевский Университет, 1957.

5. Всехсвятский С.К., Г.М. Никольский, В.И. Иванчук, А.Т. Несмянович, Е.А. Пономарев, Г.А. Рубо, В.И. Чередниченко. Солнечная корона и корпускулярное излучение в межпланетном пространстве. // Киев, Издательство КУ, 1965.

6. Parker E.N. Dynamics of Interplanetary gas and magnetic fields. // Astrophys. J. 1958, v. 128, p. 664-675.

7. Schwenn R., E. Marsch (eds.). Physics of the Inner Heliosphere. 1. Large-scale phenomena. 2. Particles, waves and turbulence. // Springer-Verlag, Berlin, 1990.

8. Marsden R.G. (Ed.). THE HIGH LATITUDE HELIOSPHERE. / Kluwer Academic Publishers, 1995.

9. Fith SOHO Workshop «The corona and solar wind minimum activity», Oslo, Norway 17-20 June 1997, SP-404. / ESA Publication Divition ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, 1997

10. Паркер E.H. Динамические процессы в межпланетной среде. /М: «Мир»,1965.

11. Krieger A.S., A.F. Timothy, Е.С. Roelof. A coronal hole and its identification as the source of a high velocity solar wind stream. // Solar Phys., 1973, v. 29, p. 505.

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

13. Sheeley N.R., Jr., J.W. Harvey. Coronal holes, Solar wind streams, and geomagnetic disturbances during 1978 and 1979. // Solar Phis., 1981, v.70, p.237.

14. Zirker J.B. Coronal holes and high-speed wind streams. // Reviews of Geophysics and Space Physics, 1977, v. 15, p. 257-269.

15. Borrini G., J.T. Gosling, S.J., Bame, W.C., Feldman , J.M. Wilcox. Solar wind helium and hydrogen structure near the heliospheric current sheet: a signal of coronal streamers at 1 AU. // J. Geophys. Res., 1981, v. 86, p. 4565.

16. Feldman W.C., Asbridge J.R., Bame S.J., Gosling J.T. The solar origins of solar wind interstream flows: near-equator coronal streamers. // J. Geophys. Res., 1981, v. 86, p. 5408-5416.

17. Gosling J.T., Borrini G., Asbridge J.R., Bame W.C., Feldman W.C., Hansen R.T. Coronal streamers in the solar wind at 1 AU. // J. Geophys. Res., 1981, v. 86, p. 5438-5448.

18. Eselevich V.G., V.G. Fainshtein. On the existence of the heliospheric current sheet without a neutral line (HCS without NL). //Planet. Space ScL, 1992, v. 40, p. 105-119.

19. Eselevich V.G., V.G. Fainshtein and G.V. Rudenko. Study of the structure of streamer belts and chains inthe solar corona. //Solar Phys., 1999 (в печати).

20. Illing R.M.E., A.J. Hundhausen. Disruption of a coronal streamer by an eruptive prominence and a coronal mass ejection. // J. Geophys. Res. 1986, V. 91, P. 10,951-10,960.

21. Kahler S. Observations of coronal mass ejections near the Sun. // In Proceedings of the Sixth International Solar Wind Conference, edited by V.J. Pizzo, Т.Е. Holzer, and D.G. Sime, Tech. NoteNCAR/TN-306+Proc, Boulder, 1987, V.l, P. 215.

22. Harrison R.A., E. Hildner, A.J. Hundhausen, D.G. Sime. The launch of solar coronal mass ejections: results from coronal mass ejection onset programm. // J. Geophys. Res. 1990, V. 95, P. 917-937.

23. Акасофу С.-И., С. Чепмен. Солнечно-Земная Физика. М: «Мир», 1975.

24. Национальная программа по Космической погоде. Исполнительный план. FCM-P31-1977, Вашингтон, США, Январь 1997.

25. Витинский Ю.И., Ф.И. Оль, Б.И. Сазонов. Солнце и атмосфера Земли. // JI: Гидрометеоиздат, 1976.

26. Бобров М.С. Сравнительная геоэффективность квазистационарных и вспышечных потоков солнечного ветра. // Геомагнетизм и аэрономия. 1981, Т. 21, С. 15-21.

27. Akasofu S.-I. Energy coupling between the solar wind and the magneto sphere. // Space Sei. Rev. 1981, V. 28, P. 121.

28. Gonzales W.D., B.T. Tsurutani, A.L.C. Gonzales, E.J. Smith, F.Tang, S.-I. Akasofu. Solar wind-magneto sphere coupling during intense magnetic storms. // J. Geophys. Res. 1989, V. 94, P. 8835-8851.

29. King J.H. Interplanetary Medium Data Book. // NASA, USA, 1977.

30. King J.H. Interplanetary Medium Data Book Supplement 2 (1978-1982). // NASA, USA, 1983.

31. Couzens D.A., King J.H. Interplanetary Medium Data Book Supplement 3 (1982-1985).//NASA, USA, 1986.

32. Mavromichalaki H. And A Vassilaki. Fast plasma streams recorded near the Earth during 1085-1996. // Solar Phys., 1998, v. 183, p. 181-200.

33. Esser R., E. Leer, S. R. Habbal, G. L. Withbroe. A two-fluid solar wind model with Alfven waves: parameter study and application to observations. // J. Geophys. Res., 1986, v. 91, p. 2950-2960.

34. Withbroe G.L. The temperature structure, mass, and energy flow in the corona and inner solar wind. // Astrophys. J., 1988, v. 325, p. 442-467.

35. Durney B.R. Solar-wind properties at the Earth as predicted two-fluid model. // Solar Phys. 1973, V. 30, P. 223-234.

36. Hollweg J.V. Some physical processes in the solar wind. // Rev. Geophys., 1978, V. 16, P. 689-720.

37. Holzer Т.Е. and E. Leer, Conductive solar wind models in rapidly diverging flow geometries. // J. Geophys. Res., 1980, V. 85, P. 4665.

38. Чашей И.В., Шишов В.И. Формирование потоков энергии и массы солнечного ветра в модели с волновым источником. // Геомагнетизм и аэрономия, 1987, Т. XXVII, №5, С. 705-711.

39. Habbal S.R. and R. Esser. Flow properties of solar wind derived from a two-fluid model with constraints from white light and in situ interplanetary observations. // Geophys. Res. Lett.,.1995, V. 22, No. 12, P. 1465-1468.

40. Tu C.-Y. and E. Marsch. Two-fluid model for heating of the solar corona and acceleration of the solar wind by high-frequency alfven waves. // Solar Phys., 1997, V. 171, P. 363391.

41. Leer E., Т.Е. Holzer and T. Fla. Acceleration of the solar wind. // Space Sci. Rev., 1982, v. 33, p. 161.

42. Barnes A. Acceleration of the solar wind. // Rev. Geophys., 1992, V. 30, P. 43-55.

43. Marsch E. Theoretical models for the solar wind. //Adv. Space Res., 1994, V. 14, No. 4, P. (4)103-(4) 121.

44. Levine R.H., M.D. Altschuller, J.W. Harvey, B.V. Jakson. Open magnetic structures on the Sun. // Astrophys. J., 1977, v. 215, p. 636.

45. Levine R.H. The relation of open magnetic structures to solar wind flow. // J. Geophys. Res., 1978, v. 83, p. 4193-4199.

46. Eselevich V.G., M.A. Filippov. Study of the mechanism for solar wind formation. // Planet. Space Sci. 1986, v. 34, p. 1119.

47. Wang Y.-M., N.R. Sheeley, Jr. Solar wind speed and coronal flux-tube expansion. Astrophys. J., 1990, v. 355, p. 726-732.

48. Коваленко B.A., С.И. Молодых. Связь скорости потоков солнечного ветра с размерами корональных дыр. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, 1982, Вып. 60, С. 135-140.

49. Файнштейн В.Г. Связь параметров нижней короны Солнца с характеристиками высокоскоростных потоков солнечного ветра на орбите Земли. // Препринт СиьИЗМИР 2-88, Иркутск, 1988.

50. Eselevich V.G. and V.G. Fainshtein. Influence of sunspot magnetic fields upon the velocity of plasma outflow from coronal holes. // Planet Space Sci., 1989, v. 37, No. 9, p. 1027-1035.

51. Hanson J.M., E.C. Roelof, R.E. Gold. Solar observations during SKYLAB April 1973-February 1974. // World data center A for solar-terrestrial physics, Rep. UAG-79. 1980.

52. Nolte J.T., A.S. Krieger, A.F. Timothy. An atlas of coronal hole boundary position May 28 to November 21, 1973. // Solar Phys., 1976, v. 46, p. 291.

53. Burlaga L.F., N.F. Ness, F. Mariani, B. Bavassano, U. Villante, H. Rosenbauer, R. Schwenn, J. Harvey. Magnetic fields and flows between 1 and 0.3 AU during the primary mission of Heliosl. // J. Geophys. Res., 1978, v. 83, p. 5167.

54. Eselevich V.G., Kaigorodov A.P., V.G. Fainshtein. Some peculiarities of solar plasma flows from coronal holes. // Planet Space Sci., 1990, v. 38, p. 459-469.

55. Withbroe G.L. The temperature structure, mass, and energy flow in the corona and inner solar wind. // Astrophys. J., 1988, v. 325, p. 442-467.

56. Kahler S.W., J.M. Smith, J.W. Harvey. Comparison of coronal holes observed in soft X-ray and Hel 10830 A spectrogeliograms. // Solar Phys., 1983, v. 87, p. 47.

57. Levine R.H. Open magnetic fields and the solar cycle. I.: Photospheric Sources of Open Magnetic Flux. // Solar Phys., 1982, v. 79, p. 203-230.

58. Munro R.H. and G.L. Withbroe. Properties of a coronal «hole» derived from extreme-ultraviolet observations. //Astrophys. J., 1972, v. 176, p. 511-520.

59. Galvin A.B., F.M. Ipovich, G. Goecker, D. Hovestadt, B. Klecker, M. Scholer. Solar wind ionization temperatures inferred from the charge state composition of diffuse particle events. // J. Geoptys. Res., 1984, v. 89, p. 2655.

60. Обридко В.Н.,Б.Д. Шельтинг. Корональные дыры и фотосферные магнитные поля. //Астрон. Ж., 1990, т.61, с. 890-893.

61. Coles W.A., B.J. Rickett. JPS observations of solar wind speed out of the ecliptic. // J. Geophys. Res., 1976, v. 81, p. 4797.

62. Goldstein B.E., M. Neugebauer, J.L. Phillips, S. Ваше, J.T. Gosling, D. McComas, Y.-M. Wang, N.R. Sheeley, S.T. Suess. Ulysses plasma parameters: latitudinal, radial, and temporal variations. //Astron. Astrophys., 1996, v. 316, p. 296-303.

63. Billings D.E. A guide to the Solar Corona. // Academic Press, New York-London,1966.

64. Koutchmy, J.B. Zirker, R.S. Steinolfson, J.D. Zugzda. Coronal activity. // In «Solar interior and atmosphere. / Editors A.N. Cox, W.C. Livingston, M.S. Matthews. The University of Arizona Press Tucson. 1991.

65. Соболева Н.С., Г.М. Тимофеева. Эффект Фарадея в солнечной суперкороне в течение перекрытия ей радиоизлучения Крабовидной туманности в 19771982 г.г. // Письма в астрономический журнал, 1983, т. 9(4), с. 216-219.

66. ПристЭ.Р. Солнечная магнитогидродинамика. //М: «Мир», 1985, 589 с.

67. Altschuler M.D., G Newkirk. Jr. Magnetic fields and the structure of the solar corona. // Solar Phys., 1969, v. 9, p. 131-149.

68. Adams J., G.M. Pneuman. A new technique for the determination of coronal magnetic fields: a fixed mesh solution to Laplace a equation using line of - sight boundary conditions. // Solar Phys., 1976, v. 46, p. 185-203.

69. Pneuman G.W., S.F. Hansen, R.T. Hansen. On the reality of potential magnetic fields in the solar corona. // Solar Phys., 1978, v. 59, p. 313-330.

70. Wilcox J.M., A.J. Hundhausen. Comparison of heliospheric current sheet structure obtained from potential magnetic field computations and from observed polarization coronal brightness. //J. Geophys. Res., 1983, v. 88, p. 8095.

71. Wang Y.-M., N.R. Sheeley, Jr. On potential fields model of the solar corona. // Astrophys. J., 1992, v. 392, p. 310-319.

72. Altschuler M.D., R.H. Levine, M. Stix, J.W. Harvey. High resolution mapping of the magnetic field of solar corona. // Solar Phys., 1977, v. 51, p. 345-375.

73. Кайгородов А.П., В.Г. Файнштейн. Реализация на ЭВМ ЕС-106 Г метода решения уравнения Лапласа с использованием фиксированной сетки координат для расчета магнитного поля в солнечной короне. // Препринт 23-87, СибИЗМИР, Иркутск, 1987.

74. Hoeksema J.T. Structure and Evolution of the Large Scale Solar and Heliospheric Magnetic Fields. // Ph. D. Diss., Stanford Univ. 1984.

75. Руденко Г.В. Восстановление магнитного поля солнечной короны по фо-тосферным данным с высоким и низким пространственным разрешением. // Препринт № 2-97 ИСЗФ, Иркутск, 1997.

76. Кайгородов А.П., В.Г. Файнштейн. Суточные вариации открытых магнитных трубок из корональных дыр и нейтральной линии на поверхности источника и отражение этого в солнечном ветре. // Препринт 4-89, Иркутск, 1989.

77. Понявин Д.И., М.И. Пудовкин. К прогнозу геомагнитной активности по магнитным полям на Солнце. // Геомагнетизм и аэрономия. 1988,Т. XXVIII, No. 4, с. 695-698.

78. Bohlin J.D. An observational definition of coronal holes. // In Skylab Workshop series Monograph on Coronal Holes /Edited by J.Zirker, Colorado Associated University Press, Boulder. 1977.

79. Wang Y.-M., N.R. Sheeley, Yr., J.H. Walters, G.E. Brueckner, R.A. Howard, D.J. Michels, P.L. Lamy, R. Schwenn and G.M. Simnett. Origin of streamer material in the outer corona. //Astrophys. J., 1998, v. 498, p. L165-L168.

80. Fainshtein Y.G., A.P. Kaigorodov. On a possible control mechanism for solar wind outflow velocity from coronal holes. // Solar Phys., 1994, v. 152, p. 429-444.

81. Svalgaard L., L. Thomes, J.R. Duvall, P.H. Scherrer. The strength of the sun's polar fields. // Solar Phys., 1978, v. 58, p. 225.

82. Wang Y.-M., N.R. Sheeley, Jr. The solar origin of long-term variations of the interplanetary magnetic field strength. // J. Geophys. Res., 1988, v. 93, p. 11,227.

83. Hakamada K. Three-dimensional structure of the coronal magnetic field and the solar wind speed distribution projected on the photosphere in 1974. // J. Geophys. Res. 1987, v. 92, N A5, p. 4339-4348.

84. Belcher J.W., L. Davis, Jr. Large-amplitude Alfven waves in the interplanetary medium. // J. Geophys. Res., 1971, v. 76, p. 3534-3563.

85. Withbroe G.L., J.L. Kohl, H. Weisser, R.H. Munro. Coronal temperatures, heating and energy flow in a polar region of the Sun at solar maximum. // Astrophys. J., 1985, v. 297, p. 324-337.

86. Rudenko G.V., V.G. Fainshtein. Parametric study of interaction effects of fast and slow co-rotating solar wind streams. // Planet. Space Sei., 1994, v. 42, p. 27-40.

87. Kaigorodov A.P., V.G. Fainshtein. Diurnal variations of open magnetic tubes from coronal holes and the neutral line on the source surface and related effects in the solar wind.//Adv. Space Res., 1991, v. 11, No. 1, p. (1)51-(1)56.

88. Nolte J.T., M. Gerasimenko, A.S. Krieger, C.V. Solodina. Coronal hole evolution by sudden large scale changes. // Solar Phys., 1978, v. 56, p. 153.

89. Feldman W.C., J.R. Asbridge, S.J. Bame, J.T. Gosling D.S. Lemons. Electron heating within interaction zones of simple high-speed solar wind streams. // J. Geophys. Res., 1978, v. 83, p. 5297-5303.

90. Eselevich V.G., M.A. Filippov. An investigation of the heliospheric current sheet (HCS) structure. // Planet. Space Sei., 1988, v. 36, p. 105.

91. Howard R.A., M.J. Koomen, D.J. Michels, R. Tousey, C.R. Detwiler, D.E. Roberts, R.T. Seal, J.D. Whitney, R.T. Hansen, S.F. Hansen, C.J. Gareia, E. Yasukawa. // Rep.UAG-48A, NOAA, Boulder, 1976.

92. Korzhov N.P. Large-scale three dimensional structure of the interplanetary magnetic field. // Solar Phys., 1977, v. 55, p. 505.

93. Gosling J.T., J.R. Asbridge, S.J. Bame, W.C. Feldman. Solar wind stream interfaces. // J. Geophys. Res., 1978, v. 83, p. 1401.

94. Fainshtein V.G. An investigation of solar factors governing coronal mass ejections characteristics. // Solar Phys., 1997, v. 174, p. 413-435.

95. Eselevich V.G. New results on the site of initiation of coronal mass ejections. // Geophys. Res. Lett. 1995, V. 20, P. 2681.

96. Rock K., R. Fisher, C. Garcia, P. Seagraves and E. Yasukawa. //NCAR/TN 205 + STR, NCAR TECHNICAL NOTE. /Nat. Cent, for Atmos. Res. Boulder, Colo., 1983.

97. Sime D.G., C. Garcia, E. Yasukawa, E. Lundin. The white light solar corona: an atlas of 1988 K-coronometer synoptic charts. // NCAR/TN-346+STR, NCAR NECHNICAL NOTE. /Natl. Cent. For Atmos. Res. Boulder, Colo., 1986.

98. Hoeksema J.T., J.M. Wilcox, P.H. Scherrer. The structure of the heliospheric current sheet: 1978-1982, // J. Geophys. Res., 1983, v. 88, p. 9910-9918.

99. Kahler S.W., J.M. Smith, J.W. Harvey. Comparison of coronal holes observed in soft X-ray and Hel 10830 A spectrogeliograms. // Solar Phys., 1983, v. 87, p. 47.

100. Eselevich V.G., Y. Tong. New results on the of initiation of coronal mass ejections and an interpretation of observation of their interaction with streamers. J. Geophys. Res.,1997, v. 102, p. 4681-4690.

101. Eddy, J.A. Observation of a possible neutral sheet in the corona. // Solar Phis., 1973, v. 30, p. 385-394.

102. Saito, K., Tanberg-Hanssen. The arch systems, cavities and prominences in the helmet streamer observed at the solar eclipse, November 12, 1966. // Solar Physics, 1973, v. 31, p. 105-121.

103. Eselevich V.G. On the structure of coronal streamer belts. // J. Geophys. Res.1998, V. 103, N0. A2. P. 2021-2028.

104. Burlaga L.F., K.W. Behannon, S.F. Hansen, G.W. Pneuman, W.C. Feldman. Sourses of magnetic fields in recurrent interplanetary streams. // J. Geophys. Res., 1978, v. 83. P. 4177-4185.

105. Svalgaard L., J.M. Wilcox, P.H. Scherrer, R. Howard. The Sun's magnetic sector structure. // Solar Phys., 1975, v. 45, p. 83.

106. Schulz M. Interplanetary structure and the heliomagnetic equator. //Astrophys. Space Sci., 1973, v. 24, p. 371.

107. Hoeksema J.T. Extending the Sun's magnetic field through the three-dimensional heliosphere. //Adv. space Res., 1989, v. 9, p. 141-152.

108. Behannon K.W., F.M. Neubauer, Barnstorf. Fine-scale characteristics of interplanetary sector boundaries. // J. Geophys. Res., 1981, v. 86, p. 3273-3287.

109. Веселовский И.С. Вихревые течения в солнечеом ветре. // Геомагнетизм и аэрономия, 1990, т. 30, с. 303-306.

110. Crooker N.U., G.L. Siscue, S. Shodhan, D.F. Webb, J.T. Gosling, E.J. Smith. Multiple heliospheric current sheets and coronal streamer belt dynamics. // J. Geophys. Res., 1993, v. 98, p. 9371-9381.

111. Crooker N.U., M.E. Burton, G.L. Siscoe, S.W. Kahler, J.T. Gosling, E.J. Smith. Solar wind streamer belt structure. // J. Geophys. Res., 1996, v. 101, p. 24,33124,341.

112. Kahler S.W., N.U. Crooker, J.T. Gosling. The topology of intrasector reversals of the interplanetary magnetic field. // J. Geophys. Res., 1996, v. 101, p.24,373-24,382.

113. Kahler S.W., N.U. Croocer and J.T. Gosling. Properties of interplanetary magnetic sector boundaries based on electron heat-flux directions. //J. Geophys. Res., 1998, v. 103, p. 20,603-20,612.

114. Файнштейн В.Г. О природе множественных изменений полярности межпланетного магнитного поля в солнечном ветре. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, Вып. 110 (в печати), 1998.

115. В.Г. Файнштейн. О природе множественных изменений полярности межпланетного магнитного поля в солнечном ветре. //7-й Симпозиум по солнечно-Земной Физике, Троицк, ИЗМИРАН, 14-18 декабря1998, Тезисы докладов, стр. 73.

116. Klein L.W., L.F. Burlaga. Interplanetary magnetic clouds at 1 AU. // J. Geophys. Res., 1982, v. 87, p. 613-624.

117. Korzhov N.P. Polarity maps of a global magnetic field of the sun and the configuration of the interplanetary current sheet in 1971-1978. // SiblZMIR, Preprint No. 282, 1982, Irkutsk.

118. Korzhov N.P., V.V. Mishin and V.M. Tomozov. On the role of plasma parameters and the Kelvin-Helmholtz instability in a viscous interaction of solar wind streams. //Planet. Space Sci., 1984, v. 32, p. 1169.

119. Gosling J.T., D.N. Baker, S.J. Ваше, W.C. Feldman, R.D. Zwickl, E.J. Smith. Bidirectional solar wind electron heat flux events. // J. Geophys. Res., 1987, v. 92, p. 8519- 8535.

120. Eselevich V.G., V.G. Fainshtein, M.A. Filippov. On the problem of geoeffec-tiveness of sporadic phenomena on the Sun. Planet. // Space Sci., 1988, v. 36, p. 10151023.

121. Eselevich V.G., V.G. Fainshtein. An investigation of the relationship between the magnetic storm Dst-index and different types of solar wind streams. // Ann. Geo-physicae. .1993, v. 11, p. 678-684.

122. Eselevich V.G., V.G. Fainshtein. The heliospheric current sheet (HCS) and highspeed solar wind: interaction effects. // Planet. Space Sci., 1991, v. 39, p. 1123-1131.

123. Fainshtein V.G. The interaction effect of fast and slow solar wind streams in interplanetary space on wind characteristics at the Earth's orbit. // Solar Phys., 1991, v. 136, p. 169-189.

124. Goldstein B.E., M. Neugebauer, J.L. Phillips, S. Ваше, J.T. Gosling, D. McComas, Y.-M. Wang, N.R. Sheeley, S.T. Suess. Ulysses plasma parameters: latitudinal, radial, and temporal variations. //Astron. Astrophys., 1996, v. 316, p. 296-303.

125. Forsyth R.J., A. Balogh, T.S. Horbury, G. Erdos, E.J. Smith, M.E. Burton. The heliospheric magnetic field at solar minimum: Ulysses observations from pole to pole. //Astron. Astrophys., 1996, v. 316, p. 287-295.

126. Файнштейн В.Г. О характеристиках пояса медленного солнечного ветра на R=1AE в минимуме солнечной активности. // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, Вып. 110 (в печати), 1998.

127. В.Г. Файнштейн. О характеристиках пояса медленного солнечного ветра на R=1 АЕ в минимуме солнечной активности. //7-й Симпозиум по солнечно-Земной Физике, Троицк, ИЗМИРАН, 14-18 декабря1998, Тезисы докладов, стр. 74.

128. Fry C.D., S.-I. Akasofu, J.T. Hoeksema, К. Hakamada. The three-dimensional geometry of the heliospheric current sheet. // Planet. Space Sci., 1985, v. 33, p. 915-923.

129. Bruno R., U. Villante, B. Bavassano, R. Schwenn, F. Mariani. In-situ observations of the latitudinal gradients of the solar wind parameters during 1976 and 1977. // Solar Physics, 1986, v. 104, p. 431-445.

130. Zhao H.P., J.T. Hoeksema. Prediction of the interplanetary magnetic field strength. //J. Geophys. Res., 1995, v. 100, p. 19-23, 1995.

131. Suess S.T., E.J. Smith, J. Phillips, B.E. Goldstein, S. Nerney. Latitudinal de-pandence of radial IMF component interplanetary imprint. // Astron. Astrophys., 1996, v. 316, p. 304-312.

132. Dessler A.J. Solar wind and interplanetary magnetic field. // Rev. Geophys. Space Phys. 1967, v. 5, p. 1.

133. Siscoe G.L., L.T. Finley. Solar wind structure determined by corotating coronal inhomogeneities. 1. Velocity-driven pertubations. // J. Geophys. Res., 1970, v. 75, p. 1817.

134. Matsuda T. and T. Sakurai. Dynamics of the azimutally dependent solar wind. // Cosmic Electrodynamics, 1972, v. 3, p. 97-115.

135. Richter A.K., A.M. Luttrel. Superposed epoch analysis of corotating interection regions at 0.3 and 1.0 AU: a comparative study. // J. Geophys. Res. 1986, v. 91, p. 3873-3878.

136. Leer E., Т.Е. Holzer. Energy addition in the solar wind. // J. Geophys. Res., 1980, v. 85, p. 4681-4688.

137. Чашей И.В. Корона и солнечный ветер в квазидипольном магнитном поле. // Астрономический журнал, 1992, т. 69, с. 192-200.

138. Usmanov A.V. A global numerical 3-D MHD model of the solar wind in June 1991. // Solar Phys. 1993, V. 146, P. 377-396.

139. Pneuman G.W., R.A. Корр. Gas-magnetic field interactions in the corona. // Solar Phys., 197.1, v. 18, p. 258-270.

140. Yeh Т., G.H. Pneuman A sheet-current approach to coronal-interplanetary modeling. // Solar Phys., 1977, v. 54, p. 419-430.

141. Hollweg J.V. Transverse AlfVen waves in the solar wind: arbitrary K, V0, Bo and B. //J. Jeophys. Res., 1974, v. 79, p. 1539-1541.

142. Goldstein B.E., J.R. Jokipii. Effects of stream-associated fluctuations upon the radial variation of average solar wind parameters. // J. Geophys. Res., 1977, v. 82, p. 10951105.

143. Potter D. Computational Physics. // London, John Wiley, 1973.

144. Понявин Д.И., М.И. Пудовкин. Геоэффективность меридиональной компоненты крупномасштабного магнитного поля Солнца. // Геомагнетизм и аэрономия, 1982, т. 22, с. 856.

145. Gosling J.T. The solar flare myth. // J. Geophys. Res. 1993, V. 98, P.18,937-18,949.

146. Kahler S. Coronal mass ejections. // Rev. Geophys. 1987, V. 25, P. 663.

147. Hundhausen A.J. The origin and propogation of coronal mass ejections. // In Proceedings of the Sixth International Solar Wind Conference, edited by V.J. Pizzo, Т.Е. Holzer, and D.G. Sime, Tech. Note NCAR/TN-306+Proc, 1987, vl, p. 181-214.

148. Черток И.М. Солнечные корональные транзиенты. // Астрономический журнал. 1993. Т. 70, С. 165-187.

149. Webb D.F., T.G. Forbes, Н. Aurass, J. Chen, P. Martens, B. Rompolt, V. Rusin, S.F. Martin. Material ejection. // Solar Phys. 1994, V. 153, P. 73-89.

150. Hundhausen A.J. Coronal mass ejections. // In "Cosmic Winds and the Helio-sphere" edited by J.R. Jokipii, C.P. Sonett, and M.S. Giampapa, University of Arisona Press, Tucson, 1997.

151. Hundhausen A.J. Sizes and locations of coronal mass ejections : SMM observations from 1980 and 1984-1989.//J. Geophys. Res., 1993, v. 98, p. 13,177.

152. Sheeley N.R. ,Jr., R.A. Howard, M.J. Koomen, D.J. Michels, R. Schwenn, K.H. Muhlhauser, H. Rosenbauer. Coronal mass ejections and interplanetary shocks. // J.Geophys.Res. 1985, V. 90, P. 163-175.

153. Low B.C. Coronal mass ejections. // In Highlights of Astronomy. / Edited by J.-P. Swings. D. Reidel, Norwell, Mass. 1986, V.7, P. 743.

154. Priest E.R. The initiations of solar coronal mass ejections by magnetic nonequi-librium. // Astrophys. J. 1988, V. 328, No;2, Part 1, P. 848-855.

155. Illing R.M.E., A.J. Hundhausen. Disruption of a coronal streamer by an.eruptive prominence and a coronal mass ejection. // J. Geophys. Res. 1986, V. 91, P. 10,951-10,960.

156. Harrison R.A., E. Hildner, A.J. Hundhausen, D.G. Sime. The launch of solar coronal mass ejections: results from coronal mass ejection onset programm. // J. Geophys. Res. 1990, V. 95, P. 917-937.

157. Burkepile J.T., O.C.St. Cyr. A revised and expanded catalogue of mass ejections observed by the Solar Mission Coronograph. // NCAR/TN-369+STR, NCAR, Boulder, 1993.

158. Hundhausen A. J., J.T. Burkepile, O.C. St. Cyr. The speeds of coronal mass ejections; SMM observations from 1980 and 1984-1989. // J. Geophys. Res. 1994, V. 99, P. 6543-6552.

159. Mendoza, В., R. Perez-Enriquez. Association of coronal mass ejections with the heliomagnetic current sheet.//J. Geophys. Res. 1993,V. 98, P. 9365-9370.

160. Закс Jl. Статистическое оценивание. Серия ЗСИ. М: Статистика, 1976.

161. Webb D.F., A.J. Hundhausen. Activity associated with solar origin of coronal mass ejections. // Solar Phys. 1987, V. 108, P. 383.

162. Harrison R.A., D.G. Sime. Coronal mass ejecta and flares: a statistical study. // In Proceedings of the 26th ESLAB Symposium "Study of the solar-terresrial system", Killarney, Ireland, June 1992, ESA SP-346. 1992, P. 289.

163. Kahler S. Coronal mass ejections and streamers associated with the new cycle active regions at solar minimum. //1991, Astrophys. J. 1991, V. 378, No. 1, Part 1. 398-406.

164. Eselevich V.G., M.A. Filippov. On the dynamics and structure of coronal mass ejections. // Planet. Space Sci. 1991, V. 39, No 5, P. 737-744.

165. Kahler S.W., Hundhausen. The magnetic topology of solar coronal structures following mass ejections. //J. Geophys. Res. 1992, V. 97, P. 1619-1631.

166. Hiei E., A.J. Hundhausen, D.G. Sime. // J. Geophys. Res. 1993, V. 20, P. 27852788.

167. Rust D.M. Coronal disturbances and their terrestrial effects. // Space Sci. Rev. 1983, V. 34, No.l, P. 21-36.

168. Watanabe T., Y. Kozuka, M. Ohyama, M. Kojima, K. Yamaguchi, S.-I. Watari, S. Tsuneta, J.A. Joselyn, K.L. Harvey, L.W. Acton, J.A. Klimchuk. // Publ. Astron. Soc. Japan. 1992, v. 44, p. LI99.

169. Solodyna C.V., A.S. Krieger, J.T. Nolte. Observations of the birth of a small coronal hole. // Solar Phys. 1977, V. 54, P.123-134.

170. Fainshtein V.G., G.V. Rudenko, V.V. Grechnev. An investigation of the large scale magnetic field variations in the corona prior to and after CME eruption. // Solar Phys., 1998, v. 181, p. 133-158.

171. Hewish A., S. Bravo. The sources of large-scale heliospheric disturbances. // Solar Phys. 1986, V. 106, P. 185-200.

172. Bravo S. The SC event of 6 June 1979 and related solar and interplanetary obser-vatios. // Adv. Space Res. 1993, V. 13(9), P. 371.

173. Harrison R.A. The nature of solar flares associated with ejection with coronal mass ejection . // Astron. Astrophys. 1995, V. 304, No. 2, P. 585-594.

174. Steinolfson R.S. Models of material ejection. // In Dynamics of Solar Flares, edited by B. Schmieder and. E.Priest, Observatoire de Paris, DASOP. 1991, P. 171.

175. Low B.C. Mass accelerates processes: The case of the coronal mass ejection. // Adv. Space Res. 1993, V. 13(9), P. 63-69.

176. Micic Z., J.A. Linker. // Astrophys. J. 1994, V. 430, P. 898.190! Zhao X.P., J.T. Hoeksema. A coronal magnetic field model with horizontal volume and sheet currents. // Solar. Phys. 1994, V. 151, P. 91.

177. Zhao X.P., J.T. Hoeksema. Prediction of the interplanetary magnetic field strength. // J. Geophys. Res. 1995, V. 100, P. 19-33.

178. Gosling J.T., D.J. McComas, J.T. Phillips, S.J. Bame. Geomagnetic activity associated with Earth passage of interplanetary shock disturbances and coronal mass ejections. // J. Geophys. Res. 1991, V. 96, P. 7831-7839.

179. McAllister A.H., M. Dryer, P. Mcintosh, H. Singer. A large polar crown CME and a "problem" geomagnetic storm: April 14-23, 1994. //J. Geophys. Res. 1996, V. 101, P. 13,497-13,515.

180. Fainshtein V.G. On the possible association of the coronal hole dynamics with coronal mass eruption and major geomagnetic storms. \\ Advances in Space Research, 1999 (в печати).

181. В.Г. Файнштейн. О возможной связи динамики корональных дыр с выбросами корональной массы и большими геомагнитными бурями. //7-й Симпозиум по солнечно-Земной Физике, Троицк, ИЗМИРАН, 14-18 декабря 1998, Тезисы докладов, стр. 44.

182. Zwickle R.D., J.R. Asbridge, S.J. Bame, W.C. Feldman, J.T. Gosling, E.J. Smith. Plasma properties Of driver gas following interplanetary shocks observed by ISEE 3. // Solar Wind 5, NASA, Conf. Pabl., CP 2280. 1983, P. 711 - 717.

183. Fainshtein V.G., A.P. Kaigorodov. An investigation of magnetic fields of solar wind transient disturbances at R=1AU and determination of their solar sources. // Planet. Space Sci. 1996, V. 44, P. 387-406.

184. Richardson I.G., H.V. Cane. Signatures of shock drivers in the solar wind and their dependence on the solar source location. // J. Geophys. Res. 1993, V. 98, P. 15,295 15,304.

185. Cane H.V. The evolution of interplanetary shocks. // J. Geophys. Res. 1985, V. 90, P. 191 197.

186. Munro R.H., D.G. Sime. White-light coronal transients observed from Skylab May 1973 to Feb. 1974: A classification by apperent morphology. // Solar Phys. 1985, V. 97, P. 191.

187. Webb D.F. The solar sources of coronal mass ejections. // In Eruptive Solar Flares. / Edited by Z. Svestka, B. Jackson and M. Machado. Springer-Verlag, New York. 1992, P. 234-247.

188. Sime D.G. Coronal mass ejection rate and the evolution of the large-scale K-coronal density distribution. // J. Geophys. Res. 1989, V. 94, P. 151-158.

189. Bravo S. A solar scenario for the associated occurrence of flares, eruptive promi-nances, coronal mass ejections, coronal holes, and interplanetary shocks. // Solar Phys. 1995, V. 161, P. 57-65.

190. Fainshtein V.G. Concerning solar sources of large-scale heliospheric disturbances. // Solar Phys. 1992, V. 137, P. 329-343.

191. Tanberg-Hanssen Е., A.G. Emslie. The physics of solar flares. // Cambridge. Cambridge Univ. Press. 1988. 273 p.

192. Гуревич A.B., Парийская Л.В., Л.П. Питаевский. Ускорение ионов при расширении разреженной плазмы. // ЖЭТФ, 1972, т. 63, с. 516-531.

193. Еселевич В.Г., Томозов В.М. и В.Г. Файнштейн. О возможном механизме ускорения ионов в солнечных вспышках. // Докл. на семинаре КАПГ по вопросам теории солнечных вспышек, Рига. 1982.

194. Бардаков В.М. К вопросу о расширении бесстолкновительной плазмы в вакуум. // Исследования по геомагнетизму , аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1984, Вып. 69, С. 164-173.

195. Еселевич В.Г., В.Г. Файнштейн. Расширение бесстолкновительной плазмы в вакуум. // ЖЭТФ, 1980, т. 79, с. 870-882.

196. Мордвинов А.В., В.М. Томозов, В.Г. Файнштейн. Влияние электронной функции распределения на динамику расширения бесстолкновительной плазмы в фоновую меньшей плотности. // ПМТФ. 1986, №6, С. 10-15.

197. Гуревич А.В., Л.П. Питаевский. Нелинейная динамика разреженной плазмы и ионосферная аэродинамика. //В кн.: Вопросы теории плазмы. М: Атом-издат, 1980, вып. 10.

198. Березин Ю.А., В.А. Вшивков. Метод частиц в динамике разреженной плазмы. Новосибирск: Наука. 1980.

199. Lepping R.P., J.A. Jones, L.F. Burlaga. Magnetic field structure of interplanetary magnetic clouds at 1 AU. // J. Geophys. Res. 1990, V. 95, P. 11,957-11,965.

200. Wilson R.M., E. Hildner. On the association of magnetic clouds with CME. // Solar Phys. 1984, V. 91, P. 169.

201. Wilson R.M., E. Hildner. On the association of magnetic clouds with disappearing filaments. // J. Geophys. Res. 1986, V. 91, C. 5867-5872.

202. Gosling J.T., D.J. McComas. Field line draping about fast coronal mass ejecta: a source of strong out-of-the-ecliptic interplanetary magnetic fields. // Geophys. Res. Lett. 1987, V. 14, P.355-358.

203. McComas D.J., J.T. Gosling, D.Winterhalter, E.J. Smith. Interplanetary magnetic field draping about fast coronal mass ejecta in the outer heliosphere. // J. Geophys. Res. 1988, V. 93, P.2519-2526.

204. Cane H.V., S.W. Kahler, N.R. Sheeley, Jr., Interplanetary shocks preceded by solar filament eruptions. // J. Geophys. Res. 1986, V. 91, P. 13,321-13,329.

205. Watanabe Т., Т. Kakinuma, M. Kojima et al. // Proc Res. Inst. Of Atmospheric, NagoyaUniv. 1989, V. 36, P. 11-15.

206. Иванов К.Г., А.Ф. Харшиладзе, Е.П. Ромашец. Проявление эффектов замедления магнитных облаков в данных скорости межпланетной плазмы вблизи Земли. // Геомагнетизм и аэрономия. 1993, Т. 33, С. 90-95.

207. McComas D.J., J.T. Gosling, J.T. Bame, E.J. Smith, H.V. Cane. A test of magnetic field draping induced Bz perturbations ahead of fast coronal mass ejecta. // J. Geophys. Res. 1989, V. 94, P. 1465-1471.

208. Burlaga I.F., K.W. Behannon, L.W. Klein. Compaund streams, magnetic clouds, and major geomagnetic storms. // J. Geophys. Res. 1987, V. 92, P. 5725-5734.

209. Zhang G., L.F. Burlaga. Magnetic clouds, geomagnetic disturbances and cosmic ray decreases. // J. Geophys. Res. 1988, V. 93, P. 2511-2518.

210. Fainshtein V.G. A new method for identifying coronal mass ejections in the solar wind. // In AGU Chapman Conference on Coronal Mass Ejections: Causes and Consequences, August 11-15, Montana State University, Bozeman, Montana (Abstracts). 1996, p. 31.

211. Fainshtein V.G. A new test for identifying coronal mass ejections in the solar wind, at the Earth's orbit. //Abstract Booclet, Soltip Symposium III, October 14-18, 1996, Beijing (editors: X. Feng, Z.L. Yang, X.H. Lu, Y. Shi), p. 34.

212. Spreter J.R., A.L. Summers, A.Y. Alksne. Hydromagnetic flow around the magnetosphere. // Planet. Space Sci. 1966, V. 14, P. 223-253.

213. Detman T.R., M. Dryer, T. Teh, S.M. Han, S.T. Wu, D.J. McComas. A time-dependent, three-dimensional MGD numerical study in interplanetary magnetic draping around plasmoids in the solar wind. // J. Geophys. Res. 1991, V. 96, P. 9531-9540.

214. Borrini G., J.T. Gosling, S.J. Bame, W.C. Feldman. An analysis of shock wave disturbances observed at 1 AU from 1971 through 1978. //J. Geophys. Res. 1982, V. 87, P. 4365 4373.

215. Sheeley N.R., Jr., R.A. Howard, M.J. Koomen, D.J. Michels. Associations between coronal mass ejections and soft x-ray events. // Astrophys. J. 1983, V. 272, P. 349.

216. Zastenker G.N., V.V. Temny, C. d'Uston, J.M. Bosqued. The form and energy of the shock waves from the solar flares of August 2, 4, and 7, 1972. // J. Geophys. Res. 1978, V. 83, P. 1035-1041.

217. Kennel C.F., J.P. Edminston, T. Hada. A quarter centery of collisionless shock research. // PPG-822, DPUC, LosAngeles, CA 90024, September 1984.

218. Шабанский В.П. Явления в околоземном пространстве. М: Наука, 1972.

219. Иванов К.Г., Н.В. Микерина, JI.B. Евдокимова. Типичная последовательность сильных разрывов в передней части нестационарного плазменного потока. // Геомагнетизм и аэрономия. 1974, Т. 14, С. 777-783.

220. Tsurutani В.Т., W.D. Gonzales, F. Tang, S.I. Akasofu, E.J. Smith. Origin of interplanetary south-ward magnetic fields responsible for major magnetic storms near solar maximum (1978-1079). //J. Geophys. Res. 1988, V. 93, P. 8519-8531.

221. Hakamada K., S.-I. Akasofu. Simulation of three-dimensional solar wind disturbances and resulting geomagnetic storms. // Space Sci. Rev. 1982, V. 31, P. 3.

222. Henning H.M., P.H. Scherre, J.T. Hoeksema. The influence of the heliospheric current sheet and angular separation on flare-accelerated solar wind. // J. Geophys. Res. 1985. V. 90, P. 11055.

223. Uralova S.V., Uralov A.M. WKB approach to the problem of MHD shock propo-gation through the heliospheric current sheet. // Solar Phys. 1994, V. 152, P. 457-479.'

224. Иванов К.Г., А.Ф. Харшиладзе, К.П. Ромашец. Взаимное расположение мощной вспышки, гелиосферного слоя и Земли, способствующие появлению сильной геомагнитной бури. // Геомагнетизм и аэрономия. 1992, Т. 32, С. 25-29.

225. Chao J.K., R.P. Lepping. A correlative study of SSC's, interplanetary shocks and solar activity. // J. Geophys. Res. 1974, V. 79, P. 1799.

226. Власов В.И. Скорости межпланетных ударных волн по радиоасрономи-ческим данным. // Геомагнетизм и аэрономия. 1981, Т. 28, С. 1.

227. Joselyn J.A., P.S. Mcintosh. Disappearing solar filaments: A useful predictictor of geomagnetic activity. // J. Geophys. Res. 1981, V. 86, P. 4555.

228. The solar wind and the Earth. / Ed. By S.I. Akasofu and Y. Kamide. // Dordrech a.o.: Terra Sci. Publ. Co., Reidel Publ., Co. 1987, 318p.

229. Arnoldy R.l. Signature in theinterplanetary medium for substorms. // J. Geophys. Res. 1971, V. 76, P. 5189.

230. Akasofu S.-I. Energy coupling between the solar wind and the magnetosphere. // Space Sci.Rev. 1981, V. 28, P. 121.

231. Pudovkin M.I., M.A. Shukhtina, D.I. Ponayvin, S.A. Zaitseva, O.U. Ivanov. On the geoefficiency of the solar wind parameters. // Ann. Geophys., 1980, V. 36, P. 549-553.

232. Базаржапов А.Д., В.M. Мишин, У. Сухэ-Батор. Прямой способ вычисления параметров солнечного ветра по наземным геомагнитным данным. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1981, Вып. 53, С. 136-140.

233. Gonzales W.D., В.Т. Tsurutani, A.L.C. Gonzales, E.J. Smith, F.Tang, S.-I. Akasofu. Solar wind-magnetosphere coupling during intense magnetic storms. // J. Geophys. Res. 1989, V. 94, P. 8835-8851.

234. Eselevich V.G., A.P. Kaigorodov, V.G. Fainshtein, M.A. Filippov. Prediction of geomagnetic disturbances causes by the heliospheric current sheet, Extended abstracts, Solar-Terrestrial Predictions Workshop 16-20 October 1989, Leura, Australia. 1989.

235. Демидов M.JI., В.Г. Еселевич, Э.С. Казимировский и др. (всего 8 авторов). Разработка методов прогнозирования состояния геофизических характеристик околоземного пространства. // Отчет по теме МЕСБОР УВО, Иркутск. 1991.

236. Иванов К.Г., Н.В. Микерина. Деформационная скорость солнечного ветра, крупномасштабные вариации межпланетного магнитного поля и Кр-индекс магнитной активности. // Геомагнетизм и аэрономия, 1970, Т. 10, С. 417.

237. Бобров М.С. Образование геоэффективных зон при взаимодействии солнечных корпускулярных потоков со спокойным солнечным ветром. // Астрон. Вестник, 1975, Т. 9, С. 184.

238. Еселевич В.Г., А.П. Кайгородов, В.Г. Файнштейн, М.А. Филиппов. Прогнозирование геомагнитных возмущений, вызываемых гелиосферным токовым слоем (ГТС). // Препринт СибИЗМИР 15-87, Иркутск. 1987.

239. Wilcox J.M., D.S. Colburn. Interplanetary sector structure at solar maximum. // J. Geophys. Res. 1972, V. 77, P. 751.

240. Sawyer C., Haurwitz M. Geomagnetic activity at the passage of high-stream in the solar wind. // J. Geophys. Res. 1976, V. 81, P. 2435.

241. Gonzales W.D., B.T. Tsurutani. Criteria of interplanetary parameters causing intense magnetic storms (Dst < -100 nT). // Planet. Space Sci. 1987, V. 35, P. 1101-1109.

242. Tsurutani B.T., W.D. Gonzales, F. Tang, S.-I. Akasofu, E.J. Smith. Origin of interplanetary southward magnetic fields responsible for major magnetic storms near solar maximum (1978-1979). // J. Geophys. Res. 1988, V. 93, P. 8519-8531.

243. Snyder C.W., M. Neugebauer, U.R. Rao. The solar wind velocity and its correlation with cosmi-ray variations and with solar and geomagnetic activity. // J. Geophys. Res. 1963, V. 68, P. 6361.

244. Tsurutani B.T., W.D. Gonzales, F. Tang, Y.T. Lee. Great magnetic storms. // Geophys. Res. Lett. 1992, V. 1, P. 73-76.

245. Gosling J. Т., S.J. Bame, D.J. McComas, J.F. Fillips. Coronal mass ejections and large geomagnetic storms. // Geophys. Res. Lett. 1990. V. 17, P. 901.

246. Garcia H.A., M. Dryer. The solar flares of February 1986 and the ensuing intense geomagnetic storm. // Solar Phys. 1987, V. 109, P. 119-137.

247. Чижевский A.JI. Земное эхо солнечных бурь. // М: Мысль, 1976.

248. Птицына Н.Г., Дж. Виллорези, Л.И. Дорман, Н. Юччи, М.И. Тясто. Естественные и техногенные низкочастотные магнитные поля как факторы, потенциально опасные для здоровья. //УФН, 1997, т. 168, №7, с. 767-791.

249. Авдюшин С.И., А.Д. Данилов. Солнечная активность и события на Земле: вымыслы и реальность. // Природа. 1993, №3, С. 33-42.

250. Joselyn J.A. Real-time prediction of global geomagnetic activity. // Solar wind -magnetosphere coupling. / Edited by Y. Kamide and J.A. Slavin. 1986, P. 127-141.

251. Геомагнитная активность и ее прогноз. Сб. /Под редакцией М.И. Пудовкина, А.Д. Шевнина. М: Наука. 1978.

252. Akasofu S.-I., C.F. Fry. A first generation numerical geomagnetic storm prediction scheme. // Planet. Space Sci. 1984, V. 34, P. 77.

253. Еселевич В.Г. Проблемы физики солнечно-земных взаимодействий, прогнозирования магнитосферных и ионосферных возмущений. // Препринт 12-88, СибИЗМИР, Иркутск, 1988.

254. Афраймович Э.Л., Еселевич В.Г., Э.С. Казимировский, и др. (всего 6 авторов). Разработка методов автоматического прогнозирования геофизических характеристик околоземного пространства. //Отчет по теме МЕСБОР-ГКНО (ПГИ), Иркутск. 1992.

255. Joselyn J.A., L.F. Tsurutani. Geomagnetic sudden impulse and storm sudden commencements. // EOS, 1990, V. 71, P. 1808.

256. Dere K.P., G.E. Brueckner, R.A. Howard et al. EIT and LASCO observations of the initiation of a coronal mass ejection. // Solar Phys. 1997, V. 175, P. 601-612.

257. Smith E.J., J.A. Slavin, R.D. Zwickle, S.J. Bame. Shock and storm sudden commencements. // Solar wind-Magnetosphere Coupling. / Edited by Y. Kamide and J.A. Slavin. D. Reidel, Dordrecht. 1983, P. 345-365.

258. Фролов С.Г. Диагностика и прогноз геоэффективных межпланетных ударных волн от солнечных вспышек. // Докл. АН СССР, 1978, Т. 243, С. 615-617.

259. Scriegiello М. Solar wind velocity influence on shock-wave propogation time. // Artif. Satell. 1980, V. 15, P. 169-180.

260. Smart D.F., M.A. Shea. A simplified model for timing the arrival of solar flare -initiated shocks. // J. Geophys. Res. 1985, V. 90, P. 183-190.

261. Eselevich V.G. Solar flares: geoeffectiveness and the possibility of a new classification. Planet. Space Sci. 1990, V. 38, P. 189-206.