Вариации вращения секторной структуры крупномасштабного магнитного поля Солнца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Введение.

Глава I

Крупномасштабное магнитное поле Солнца.

1.1. Секторная структура магнитного поля Солнца.

1.1.1. Изучение секторной структуры по межпланетному магнитному полю.

1.1.2. Изучение секторной структуры по магнитограммам.

1.1.3. Изучение секторной структуры по На -синоптическим картам магнитных яолей.

1.2. Активные долготы.

Глава II

Восстановление топологии нейтральных линий крупномасштабного магнитного поля Солнца в 13-м и 14-м циклах активности.

2.1. Общие принципы построения На - карт

2.2. Значимость ряда На - синоптических карт и их сравнение с магнитографическими наблюдениями.

2.3. Создание синоптических На - карт за период 1987-1914 гг.

2.3.1. Наблюдательные данные для восстановления крупномасштабного магнитного поля.

2.3.2. Восстановление На - карт по атласам Волъфера за период 1987-1900 гг.

2.3.3. Восстановление На - карт по данным обсерватории Кодашаналза период 1904-1914 гг.^

2.3.4. Создание банка данных крупномасштабного магнитного поля за 13-й и 14-й циклы активности

2.4. Свойства крупномасштабных магнитных полей в 13-м и 14-м циклах активности.

2.5. Моделирование структуры солнечной короны на основе восстановленных карт раздела полярности

Глава III

Вращение секторной структуры крупномасштабного магнитногс поля

3.1. Вращение двух- и четырехсекторной структуры за период 1975-2000 гг.

3.2. Особенности вращения Солнца в период с 1904 по

3.3. Спектральная мощность вращения секторной структуры магнитного поля в диапазонах периодов 25-29, 12-15 и 8-10 суток.

3.4. Циклы вращения секторной структуры магнитного поля Солнца и его активности

3.5. Изменение периодов вращения секторной структуры по данным измерения межпланетного магнитного поля.

3.5.1. Связь между секторной структуры ММП и крупномасштабным магнитным полем.

3.5.2. Данные и метод анализа.

3.5.3. Поведение индекса SSPMмежпланетного магнитног( поля.

3.5.4. Вариации периодов вращения секторной структуры ММП.

Глава IV

Долгоживущие структуры крупномасштабного магнитного поля и их связь с долготной неоднородностью активных образований на Солнце

4.1. Выделение долгоживущих структур крупномасштабного магнитного поля Солнца по На - картам магнитных полей

4.2. Связь долгоживущих структур крупномасштабного магнитного поля с долготным распределением пятен

4.3. Долготная неоднородность мелкомасштабных магнитных структур, связь с долготным распределением пятен и корональных дыр

4.4. Связь вариаций вращения групп солнечных пятен с вариациями вращения секторной структуры магнитного поля Солнца.

4.5. Долготное распределение интенсивности спектральной короны 5303А и 6374А.

Крупномасштабное магнитное поле играет фундаментальную роль практически во всех активных процессах на Солнце. Поэтому изучение его свойств является одной из основных задач физики Солнца. Еще совсем недавно считалось, что крупномасштабное магнитное поле есть результат расширения и ослабления сильных магнитных полей. Последнее время были получены результаты, которые свидетельствуют о том, что слабое магнитное поле, вероятно, первично по отношению к сильным магнитным полям.

Для изучения свойств крупномасштабного магнитного поля важна не столько величина, сколько его распределение по поверхности Солнца. Широтно-временное распределение магнитных нейтральных линий показывает топологию магнитного поля с большей точностью, чем это можно получить из магнитограмм, особенно для областей слабого поля и в полярных зонах Солнца. Если учесть, к тому же, что ряд На - карт существенно длиннее ряда магнитограмм, то можно сказать, что На -магнитные карты играют ключевую роль в исследовании крупномасштабного поля Солнца.

Актуальность работы. Вращение Солнца и звезд играет важную роль в понимании механизма генерации магнитного поля и природы солнечно-звездных циклов. Первые попытки найти вариации вращения Солнца по трассерам пятен показали противоречивые результаты. Тем не менее было показано, что скорость вращения Солнца изменяется с фазой 11-летнего цикла, а также, что экватор Солнца вращается несколько быстрее в минимуме активности (Balthasar Н., Wohl Н., 1980).

Открытие крутильных колебаний стимулировало дальнейшее изучение дифференциального вращения Солнца. Были обнаружены зоны быстрого и медленного вращения, дрейфующие с высоких широт к экватору.

Установлено, что значительные области поверхности Солнца, связанные с корональными дырами, вращаются квазитвердотельно.

Вместе с тем сегодня растет понимание, что активные области являются поверхностными трассерами в противоположность крупномасштабным магнитным полям, которые простираются глубоко внутрь конвективной зоны. Возможности современных солнечных наблюдений позволяют непосредственно проследить сложное поведение крупномасштабных структур. Некоторые долгоживущие квазистационарные процессы на Солнце, связанные с циклом активности, захватывают большую часть или даже всю его поверхность. Это относится к системам зональных границ нейтральных линий, корональным дырам и полярным факелам. Форма солнечной короны изменяется в ходе цикла, отражая эволюцию полей самого большого масштаба. Структура межпланетного магнитного поля и формирование высокоскоростных потоков солнечного ветра определяется крупномасштабными полями.

Важную роль в исследовании крупномасштабного магнитного поля Солнца играет изучение секторной структуры. Впервые существование секторной структуры было установлено по данным межпланетного магнитного поля. Для исследований межпланетного поля могут использоваться данные спутниковых наблюдений, наблюдения приполярных станций, а также анализ возмущений геомагнитных индексов. Вместе с тем существует определенная сложность в исследовании свойств магнитных полей Солнца по данным наземных или околоземных наблюдений, так как скорость прохождения магнитных возмущений от Солнца через межпланетное пространство зависит от их амплитуды.

Другим направлением в исследовании секторной структуры является анализ данных непосредственных наблюдений магнитного поля Солнца.

Как правило, такие исследования проводятся по данным магнитографических наблюдений обсерваторий Маунт Вилсон, в Станфорде и КрАО и охватывают период около -30-40 лет. В результате этих исследований были установлены основные закономерности вращения Солнца как звезды для 3-х последних циклов активности.

Важным свойством секторной структуры являются относительно стабильные периоды вращения. Ряд исследований, выполненных по магнитографическим наблюдениям показывает наличие постоянных периодов вращения общего магнитного поля Солнца (Ханейчук, 1999). Другие исследования по этим же данным выявили вариации периодов вращения с фазой цикла (Kotov et al., 1999). Это интерпретировалось как смещение крупномасштабных структур магнитного поля старого 11 -летнего цикла и появление высокоширотных структур нового цикла. Основной сложностью при анализе вращения секторной структуры по данным магнитографических исследований, на наш взгляд, является трудность учета вклада крупномасштабных магнитных полей и полей активных областей, имеющих различные свойства.

В последнее время в качестве данных для исследования секторной структуры успешно применяются карты раздела полярности по наблюдениям в линии На. На этих картах отсутствует информация о величине, а представлена только полярность магнитного поля. Они отражают положение нейтральных линий, определяемых по физическим трассерам, таким как волокна, протуберанцы, межфлоккульные каналы и др. Ряд На - карт, созданный В.И. Макаровым с 1915 г. и продолженный на Горной станции ГАО, продемонстрировал свою значимость как для исследований вращения Солнца так и в установлении первичности роли крупномасштабных магнитных полей в формировании циклической активности (Makarov et al., 2001). Создание На - синоптических карт позволило провести исследования динамики зональных границ крупномасштабного магнитного поля и выявить особенности переполюсовки Солнца за период -100 лет. По На - картам были исследованы крутильные волны и выявлены закономерности их распространения. Исследование долгопериодных вариаций секторной структуры по данным На - карт с 1915 по 1990 гг. позволило выделить 55-летнюю модуляцию в скорости вращения секторной структуры (Обридко, Шельтинг, 2000). В этой работе учитывался вклад от приэкваториальной зоны шириной ±50°. В дальнейшем магнитное поле пересчитывалось на поверхность источника (R=2.5Ro).

Вместе с тем связь вращения солнечной атмосферы с 11-летними и вековыми циклами активности является не до конца изученной. Исследование вращения секторной структуры Солнца может внести существенный вклад в решение этой проблемы. При этом наиболее перспективным является использование длинных рядов данных, например На - карт. Важной задачей при этом является сопоставление результатов анализа данных по синоптическим картам с другими данными, дающими информацию о секторной структуре, такими как геомагнитные индексы и магнитографические наблюдений. Увеличение длины исследуемого ряда На - карт может дать новые результаты о долговременных вариациях вращения. Поэтому в предлагаемой работе было проведено восстановление синоптических На - карт в 13-м и 14-м циклах активности, в период с 1887 по 1914 год.

Вопрос о формировании секторной структуры остается в настоящее время открытым. Вероятно, формирование секторной структуры тесно связано с механизмом формирования крупномасштабного магнитного поля. С другой стороны, секторная структура связана с долгоживущими активными долготами, проявляющимися как в распределении солнечных пятен так и других проявлениях солнечной активности. В этой связи становится важной задачей детальное исследование формирования крупномасштабного магнитного поля, его долготной неоднородности и связи с активными образованиями.

Цели работы:

- восстановление структуры крупномасштабного магнитного поля за периоды 1887-1900 и 1904-1914 гг.

- исследование вариаций периодов вращения секторной структуры Солнца по На - картам крупномасштабного магнитного поля за период с 1904 по 2000 год.

- исследование вращения активных образований на Солнце и анализ связи вращения активных образований и секторной структуры крупномасштабного магнитного поля.

Научная новизна работы.

В работе получены новые данные о свойствах крупномасштабных магнитных полей. В частности, впервые:

- восстановлена топологическая структура и проведено детальное исследование крупномасштабного магнитного поля в 13 и 14 циклах активности (1887-1914 гг.);

- показано, что вращение секторной структуры магнитного поля имеет 22-летнюю цикличность; двух- и четырехсекторная структура вращается быстрее в максимумах четных 11 -летних циклов и медленнее в максимумах нечетных циклов.

- установлено, что 11 -летние циклы активности секторной структуры предшествуют на 5.5 лет циклам активности пятен.

Научное и практическое значение.

Восстановленные карты распределения полярности, дополнили уже существующий ряд На - карт. Наличие длинного ряда имеет большое значение для изучения долговременных вариаций свойств крупномасштабных магнитных полей. Полученные в диссертации результаты продемонстрировали плодотворность использования ряда синоптических На - карт для изучения долговременных вариаций активности и вращения солнечной атмосферы. Найденные вариации периодов вращения секторной структуры Солнца и связь между секторной структурой крупномасштабного поля Солнца и уровнем активности может быть использована для построения моделей солнечной цикличности.

Диссертация состоит из Введения, четырех глав, Заключения и Приложения. Общий объем диссертации 134 страницы, в том числе 46 рисунков и 98 библиографических ссылок.

Основные результаты работы формулируются следующим образом:

1. Восстановлены На - карты магнитных полей за период 1887-1900 гг. и 1904-1914 гг.

2. Проведено исследование свойств крупномасштабных магнитных полей в 13 и 14 циклах активности (1887-1914 гг.).

3. Проведен сравнительный анализ вращения секторной структуры по магнитографическим наблюдениям Солнца как звезды в Станфорде и по На - магнитным синоптическим картам за период 1975 по 2000 год. Показано, что результаты, полученные по двум независимым рядам (ряд На - карт и ряд магнитограмм) согласуются между собой.

4. Показано на достаточно длинном временном интервале (1904-2000 гг.), что двух- и четырехсекторная структура магнитного поля вращаются быстрее в максимумах четных 11 -летних циклов пятен, а медленнее - в максимумах нечетных циклов. Таким образом, установлена связь между скоростью вращения секторной структуры магнитного поля и фазой Хэйловского магнитного цикла.

5. Введен индекс спектральной плотности мощности секторной структуры крупномасштабного магнитного поля (SSPM). Показано, что циклы индекса SSPM для четырехсекторной структуры предшествует 11-летним циклам пятен на 5.5 лет.

6. Выявлена как 22-летняя, так и 11-летняя модуляция периодов вращения секторной структуры ММП по данным геомагнитных индексов.

7. Показано, что индекс суммы спектральной плотности мощности (SSPM) для 2-х секторной структуры ММП имеет максимум в период минимума активности и демонстрирует связь с мощностью следующего цикла солнечных пятен.

8. Выделены долгоживущие (-150 оборотов Солнца) структуры крупномасштабного магнитного поля на скорости вращения отличной от кэррингтоновской. Эти структуры имеют протяженностью по широте 20-30°, по долготе 60-100° и присутствуют в основном в приэкваториальной зоне.

9. Показано, что для синодической скорости вращения -13.28 град/сутки в 20 цикле в распределении пятен выделяются зоны повышенной концентрации, которые совпадают с выделенными долгоживущими структурами крупномасштабного магнитного поля.

10. Выявлено, что мелкомасштабные магнитные структуры площадью от 100 до 300 м.д.п. наиболее отчетливо выделяют активные долготы. Угол наклон активных долгот на кэррингтоновской сетке для временного интервала 1994-1996 гг. соответствует периоду вращения ~ 26.9 суток.

11. Показано, что пятна концентрируются на тех же самых долготных интервалах, что и мелкомасштабные магнитные структуры.

12. Показано, что координаты центров корональных дыр ложатся на активные долготы, трассируемые мелкомасштабными магнитными структурами.

13. Выявлено, что неоднородность долготного распределения (крупномасштабных магнитных полей, мелкомасштабных

127 магнитных структур и короны) свойственна, в основном, средним и низким гелиоширотам. Наиболее отчетливо долготная неоднородность выделяется на низких гелиоширотах (±20°). Проведенная работа еще раз показала эффективность использования синоптических На - карт для исследования различных аспектов солнечной активности. В настоящее время длина ряда синоптических карт составляет более 100 лет и соизмерима с длиной такого известно однородного ряда групп солнечных пятен как гринвический. В тоже время На - карты содержат информацию о топологии крупномасштабного поля и могут эффективно использоваться для исследования долговременных вариаций солнечного магнитного цикла. В настоящее время имеются предпосылки для продолжения ряда На - карт. Для этого проводится подборка материалов наблюдений, его копирование и оцифровка, в частности положений и формы протуберанцев по атласам Секки. Также имеется возможность уточнения положения нейтральных линий с использованием ежедневных наблюдений волокон с 1914 года по данным обсерватории Кодайканал (Индия).

Заключение

Работа проводилась в двух основных направлениях. Первое -восстановление структуры крупномасштабного магнитного поля. Второе - изучение свойств секторной структуры крупномасштабного магнитного поля. В то же время, в исследования, проводимые во втором направлении, были включены восстановленные карты магнитных полей.

1. Hale G.E. //Astroph. J.-1908.-V.28.-P.315-326.

2. Babcock H.W., BabcockH.P. //Astroph. J.-1955.-V.121.-P. 349-366.

3. Bumba V., Howard R. // Astroph. J.-1965.-V. 141.- P. 1502-1512.

4. Бумба В. // Проблемы солнечной активности: Пер. с англ. М.:Мир, 1979.-С.268.

5. Mcintosh P.S. //Solar Wind- Washington, 1972.-P. 136-140.

6. Makarov V.I., Sivaraman K.R. II Solar Physics-1983.-V.85.-2.-P.227-233.

7. Wilcox J.M., Ness N.F. // Journal of Geophysical Research-1965.-V. 70.-23.-P.5792.

8. Wilcox J.M., Ness N.F. // Solar Physics-1967.-V.1.-P.437.

9. Wilcox J.M. // Solar Magnetic Fields / Howard R.A.-by the IAU, 1971.-1971.-P. 744-753.

10. Wilcox J.M., Severny A.B., Colburn D.S. // Nature-1969.-V.224.-P.353.

11. Severny A.B. et al. // Solar Physics-1970-V.15.-P.3.

12. Schatten K.H., Wilcox J.M., Ness N.F. // Solar Physics-1969.-V.6.-P.442.

13. Bumba V. // International Symposium "KAPG" on Solar-Terrestrial Physics -M., 1976.-V.27.-3.-P. 153-154.

14. Wilcox J.M., Svalgaard L. // Interplanetary Magnetic Sector Structure-1974.

15. Svalgaard L., Wilcox J.M. // Solar Physics-1974.-V.34.-P.461.

16. Svalgaard L., Wilcox J.M., Duvall T.L. // Solar Physics-1974.-V.3 7.-P.157-172.

17. NCAR Technical Note, NCAR-TN/STR-85 / ed. Newkirk et al.; National Center for Atmospheric Research Boulder, Colorado, 1973.

18. Hedecock P.C. // Solar Physics-1975.-V.44.-P.205-224.

19. Обридко B.H., Шельтинг Б.Д. // Астрономический журнал-2000.-Т.77.-4.-С.303-312.

20. Ананьев И.В., Иванов Е.В., Обридко В.Н. // Труды VII Симпозиума по солнечно-земной физике Троицк, 1999.-Р. 126-139.

21. Becker U. // Zs. Asrophys.-1954.-V.34.-P.229-236.

22. Шодо E.JI. // Астрон. цирк.-1950.-№ 98-99.-С.14-16.

23. Camper W. // Ann. Osterr. Akad. Wiss., Naturwiss. KL.-1957.-V.94.-10.-P.188-195.

24. Витинский Ю.И., Ихсанов P.H. //Изв. ГАО-1982.-№ 199.-С.78-85.

25. Howard R., La Bont B.J. // AstrophysJ.-1980.-V.239.-P.33-36.

26. Howard R., La Bont B.J. // Symposium: Solar and stellar magnetic field. Origins and coronal effects.-1983.-P. 101-110.

27. Stenflo J.O. // Astronomy and Astrorhysics.-1989.-V.210.-P.403-409.

28. Heneychuk V.I. // Astronomy Reports-1999.-V.43.-P.330-339.

29. Kotov V.A., Scherrer P.H., Howard R.F., Heneychuk V.I. // Astrophys.J.-1999.- V.l 16.-1.-P.103.

30. Antonucci E., Hoeksema J.T., Scherrer P.H. // Astrophys.J.-1990.-V.360.-1.- P.296-304.

31. Bumba V., Hejna L. //Bull. Astron. Inst. Czechosl.-1991.-V.42.-P.76-85.

32. Bumba V., Garcia A., Klvana M. // Solar Physics-2000.-V.196.-P.403-419.

33. Витинский Ю.И. // Труды конф.:Современные проблемы солнечной цикличности Санкт-Петербург, ГАО, 1997.-С.ЗЗ.

34. Витинский Ю.И., Оль А.И., Сазонов Б.И. // Солнце и атмосфера Земли Ленинград, 1976.-С.87-93.

35. Витинский Ю.И., Копейкий М., Куклин Г.Б. // Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца М: Наука, 1986.-С.258-271.

36. Bumba V. // Bull, of the Astronom. Inst. Of Czechoslovakia-1990.-V.42.-6.- P.381-385.

37. Бумба В., Макаров В.И. // Солнечные магнитные поля -Новосибирск: Наука, 1989.-С.51-69.

38. Wilcox J.M., Schatten // Astroph. J.-1967.-V.147.-P.364.

39. Antalova A. // Zbornik referatov SUAA, Hurbanovo (in Slovak), 1984.-Ж7.-Р.51.

40. Bumba V. // Bull, of the Astronom. Inst. Of Czechoslovakia-1976.-V.27.-P.74.

41. Bumba V., Kleczek J. // Basik Mechanisms of Solar Activity-1976.-P.47.

42. Иванов E.B. // Солнечные данные-1986.-№7.-С.61.

43. Крамынин А.П. // Солнечные данные-1978.-№9.-С.95-100.

44. Витинский Ю.И. // Морфология солнечной активности М: Наука, 1966.-С.257.

45. Bumba V. // 39th Congress of the Int. Astr. Fed., IAA-88-546 1989.-P.100-110.

46. Benevolenskaya E.E. 11 SOHO-9 Workshop: Helioseismic Diagnostics of Solar Convection and Activity Stanford, California, 1999.

47. Bhatnagar A. // Solar Phys-1971.- V.16.- P.40-50.

48. Howard R., Harvey J.W. // Astrophys. J.-1964.- V.139.- P.1328-1335.

49. МакИнтош П.С. // Наблюдение и прогноз солнечной активности-М: Мир, 1976-С.43-47.

50. Brurek А. // Solar Physics-1967.-Y.2.-P.451.

51. Martles M.J., Micchard R. // Ann. dxAstophysique-1966.-V.29.-P.245.

52. Makarov V.I., Fatianov M.P. // Solar Physics-1983.-V.85.-P.215-226.

53. Макаров В.И., Стоянова M.H. // Солнечные данные-1982.-№11.1. C.94-97.

54. Makarov V.I., Tlatov A.G. // Astronomy Report-2000.-V.44~l 1-P.759.

55. Beobachtunger der sonnenoberflacher in den janren von A. Wolfer -Zurich, 1897.-V.1.

56. Beobachtunger der sonnenoberflacher in den janren von A. Wolfer -Zurich, 1899.-V.2.

57. Beobachtunger der sonnenoberflacher in den janren von A. Wolfer -Zurich, 1902.-V.3.

58. Beobachtunger der sonnenoberflacher in den janren von A. Wolfer -Zurich, 1909.-V.4.

59. Makarov V.I., Tlatov A.G. // Euroconference: SOHO-10/GONG-2000. Asteroseismology Tenerife, Spain, 2000.

60. Makarov V. I., Tlatov A. G., Callebaut D. K., Obridko Y. N., Shelting B.

61. D. // Solar Physics-2001 .-V. 198-2-P.409-421.

62. Васильева B.B., Тлатов А.Г. // Известия ГАО / Астрофизика- Санкт-Петербург, ГАО, 1998.-№212.-С.230-23 5.

63. Тлатов А.Г. // Солнечные данные-1993.-№8.-С.76.

64. Всехсвятский С.К. и др. // Солнечная корона и корпускулярное излучение в межпланетном пространстве Киев, 1965.

65. Newton H.W., Nunn,M.L. // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.-1951.-V.l 11- P.413.

66. Clark D.H. et al. //Nature-1979.-V.280.-P.299.

67. Hanslmeier A., Lustig G. // Astron. Astrophys.-1986.-V.154.-P.227.

68. Balthasar H., Wohl H. // Astron. Astrophys.-1980.-V.92.-P.l 11.

69. Макаров В.И. // Солнечные данные-1983.-№10.-С.93.

70. Макаров В.И. // Солнечные данные-1984.-№6.-С.59.

71. Makarov V.I., Sivaraman K.R. // Kodaikanal Obs. Bull.-1986.-V.7.-P.2.

72. Makarov V.I., Sivaraman K.R. II Solar Physics-1989.-V.119.-P.35.

73. Obridko V.N., Shelting B.D. If Solar Physics-1999.-V. 184.-P. 187.

74. Makarov V.I., Sivaraman K.R. // Solar Physics-1983.-V.85.-P.227.

75. Макаров В.И., Тлатов А.Г. // Астрон. журн.-1997.-Т.74.-С.474.

76. Makarov V.I., Tlatov A.G., Callebaut D.K. // Solar Physics-1997.-V.170.-P.373.

77. Makarov V.I., Tlatov A.G., Callebaut D.K. // ASP Conf. Series.-1998.-V.140.- P.65.

78. Duvall T.L., Wilcox J.M., Svalgaard L., Scherrer P., Mcintosh P.S. // Solar Phys.-1977.-V.55.-P.63.

79. Makarov V.I., Tlatov A.G. // in Proc. 9th European Meeting on Solar Physics- 1999.-C.125.

80. Wilcox J.M. // Space Sci. Rev-1968.-V.8-P.258.

81. Svalgard L. // Geopys.Pap., R-29 Danish Meteor.Inst, Cophengagen, 1972.

82. Svalgard L., Wilcox J.M. // Solar Phys.-1975.-V.41.-P.461-476.

83. Обридко B.H. // Проблемы космической электродинамики / Под ред. Могилевского Э.И. М.: Наука, 1981-С.21.

84. Куклин Г.В., Обридко В.Н. П Физика солнечной активности / Под ред. Могилевского Э.И. М.: Наука, 1988.-С.146.

85. Vasil'eva V. V., MakarovV.I., Tlatov A. G. // Astr.Let-2002.-V.28-P.199.

86. Mcintosh P.S. // Annotated Atlas of H Synoptic Charts World Data Center A for Solar Ter. Physics. NOAA, 1979.

87. Ivanov E.V. // Solar Photosph. Structure / IAU Symp.-1989.-№138.-P.145.

88. Antonucci E., Svalgaard L. // Solar Physics-1974.-V.34.-P.3.

89. Waldmeier M. // Die Sonnenkorona V.II, Birkh auser, Basel, 1957.

90. Тягун Н.Ф. // Солнечные магнитные поля и корона Новосибирск: Наука, 1989.-С.341.

91. Рушин В., Зверко Ю. // Солнечные магнитные поля и корона, Новосибирск, "Наука". 1989. с.350.

92. Тлатов А.Г. //Астрон. журн.-1997.-Т.74.-4.-С.621-624.

93. Макаров В.И., Тлатов А.Г. // Астрон. журн.-1997.-Т.72.-5.-С.749-752.

94. Витинский Ю.И., Копецкий М., Куклин Г.В. // Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца М.: Наука, 1986.-С.296.

95. Letfus V., Sykora J. //Hvar. Obs. Bull.(SFRJ)-1982.-V.6.-P.l 17.

96. Leftus V., Sykora J. // Atlas of the green corona synoptic Charts for the period 1947-1976. 1982.-P.22.

97. Сикора Ю. // Труды XIII Консульт. совещания по физ. Солнца: Солнечные магнитные поля и корона Одесса, 1988.-С.203.

98. Котов В.А., Степанян Н.Н., Щербакова З.А. // Изв. Крым, астрофиз. обсерв.-1977.-Т.56.-С.75.

99. Лейко У.М. // Труды конф.: Крупномасштабная структура солнечной активности Санкт-Петербург, ГАО, 1999.-С. 133-138.134