Интегральные характеристики активных областей на Солнце тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.08, кандидат физико-математических наук Красоткин, Сергей Анатольевич

• Красоткин, Сергей Анатольевич
• кандидат физико-математических наук
• 2002

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Красоткин, Сергей Анатольевич

Введение.

Глава 1. Эволюция активных областей на Солнце.

§1. Магнитные поля и основные физические параметры активных областей.

§2. Представления о возникновении и развитии активных областей.

§3. Сложные активные области и комплексы активности.

§4. Магнитные поля активных областей и вспышки.

§5. Движение вещества в активных областях.

Глава 2. Интегральные характеристики солнечных активных областей.

§1. Постановка задачи и цели исследования.

§2. Интегральные характеристики активных областей: определения и физический смысл.

§3. Исследование активных областей с помощью интегральных характеристик.

Результаты и выводы главы 2.

Глава 3. Наблюдение солнечного магнитного поля и поля скоростей с высоким пространственным и временным разрешением.

§1. История вопроса и современные наблюдения.

§2. Данные наблюдений.

Глава 4. Интегральные характеристики активной области NOAA 5395.

§1. Временные вариации интегральных характеристик активной области NOAA 5395 10-16 марта 1989 г.

§2. Динамика интегральных характеристик активной области NOAA 5395 и рентгеновская вспышка X 1.2 13 марта 1989 г.

Результаты и выводы главы 4.

Глава 5. Общие закономерности поведения интегральных характеристик магнитного поля и ноля скоростей радиального движения вещества.

§1. Построение ортогонального пространства описания активной области.

§2. Свойства магнитных и гидродинамических потоков в активной области.

§3. Дальнейшие исследования активных областей на Солнце с помощью интегральных характеристик.

Результаты и выводы главы 5.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Интегральные характеристики активных областей на Солнце»

Актуальность темы

Развитие теории солнечных активных областей поставило задачу получения сопоставимых с ней результатов наблюдения. Современные наблюдательные данные обычно описывают солнечную активность либо глобально (числа Вольфа, радиопоток, поток рентгеновского излучения и др.), либо локально и подробно (наблюдения отдельных структурных элементов, образующих активную область). В теоретических работах обычно качественно, а иногда и количественно, описывается развитие именно активных областей как основных проявлений активности Солнца. Параметры, описывающие состояние наблюдаемого слоя (например, фотосферы) на масштабах, характерных для активной области, представляются полезными. Рассмотрение отдельных активных областей на характерных для них масштабах, т.е. как цельных образований, объединяющих более мелкие структурные элементы, призвано предоставить возможность сравнения результатов современных наблюдений с существующими теориями.

Объект и предмет исследования

Объектом настоящего исследования являются солнечные активные области как отдельно взятые комплексы. Предметом исследования являются их интегральные характеристики, получаемые непосредственно из наблюдений их магнитных полей и полей скоростей радиального движения вещества на уровне фотосферы.

Цель работы

Основной целью настоящей работы является получение количественного описания солнечной активности на масштабах отдельных активных областей с помощью введения параметров, характеризующих интегральные, т.е. относящиеся ко всей активной области, свойства солнечных магнитных структур по наблюдениям их проявлений в форме активных областей. Из этой цели непосредственно вытекают и задачи настоящего исследования:

1. Выявить, как указанные интегральные свойства активных областей связаны с быстропротекающими, особенно вспышечными процессами в них.

2. Уточнить, имеет ли место однозначная связь между потоками магнитного поля и площадями пятен активной области, предполагаемая во многих работах.

3. Выяснить, насколько связаны магнитные потоки активной области с ее всплыванием.

4. Определить, можно ли редуцировать число интегральных параметров, описывающих состояние активной области, не теряя при этом значительного объема информации о ней.

Применяемые методы исследования и их характеристика

Для рассмотрения физических процессов, происходящих в активной области, применен метод, основанный на получении из наблюдений физических параметров, описывающих активную область интегрально как единую систему. Каждый из таких параметров характеризует состояние целиком всей активной области, и потому будет иначе называться интегральной характеристикой активной области. Такой метод позволяет игнорировать рассмотрение локальных по отношению ко всей активной области явлений, и сосредоточить внимание на глобальных процессах, происходящих в ней.

Исходные материалы, на которых проводилось исследование

Настоящая работа основана на результатах первичной обработки наблюдательного материала, полученного в течение 1989 г. в обсерватории Хайроу (КНР). О.В. Чумаком (Астрофизический институт, Казахстан) и В.Г. Утробиным (ИЗМИРАН) были получены наблюдения магнитного поля (347 магнитограмм по 10 активным областям) и поля скоростей радиального движения вещества (189 допплерограмм по 6 активным областям) на уровне фотосферы, которые и были подвергнуты ими первичной обработке. Ими же были введены 17 из 21 использованной в данной работе интегральной характеристики активной области. Путем осреднения исходный массив (512-512) превращался в массив 171-128 пикселей, а пространственное разрешение составило 2" или 1.45-108 см на один пиксель. Анализ быстропротекающих процессов был проведен по материалам активной области NOAA 5395, для которой имелся исключительно богатый ряд наблюдений.

Достоверность полученных результатов

Достоверность полученных результатов обусловлена использованием высокоточных и надежных магнито- и допплерометрических наблюдений солнечных активных областей с высоким пространственным и временным разрешением. Интегрирование наблюдательных данных по всей активной области, примененное в настоящей работе, обеспечило получение параметров с повышенной точностью, даже если бы точность в определении экспериментальных данных в отдельных частях активной области (в пикселях магнитограммы) была низка. В отдельных случаях для увеличения точности получаемых параметров, когда количество наблюдений представлялось недостаточным для получения достоверных результатов или для удобства их интерпретации, дополнительно применялось усреднение по времени (за сутки или за весь интервал наблюдений). Использованный наблюдательный материал и результаты его обработки позволили получить комплекс физических характеристик активной области.

Новизна результатов

Получены интегральные характеристики активной области, имеющие четкий физический смысл. Автор видит новизну использованного подхода в том, что интегральные характеристики описывают активную область на характерном для нее масштабе, т.е. промежуточном между глобальными проявлениями солнечной активности, в масштабах всей полусферы, и локальными структурными образованьями, из которых и состоит активная область, а также тем, что такое описание активной области получено на основании современных ее наблюдений с высоким пространственным и временным разрешением.

Значимость и дальнейшее использование результатов

Реализованный в настоящей работе подход к изучению феноменологии активных областей позволяет строить модель активной области как открытой динамической системы и рассматривать ее в рамках неравновесной термодинамики. Предложено количественное описание сложности магнитной конфигурации активной области вместо традиционно используемой качественной классификации. На основании использованного подхода становится возможным получение количественной информации о физических процессах, происходящих в активной области.

Пути дальнейшей реализации результатов состоят в сравнении полученных в настоящей работе выводов, основанных исключительно на наблюдательном материале, с результатами теоретических исследований феноменологии активных областей, а также в применении предложенных в настоящем исследовании методов работы с наблюдательными данными к иным наблюдениям активных областей, т.е. в осуществлении количественного подхода к исследованию солнечной активности на масштабах отдельных активных областей.

Место настоящей работы в проблеме исследования солнечной активности

В работе поставлены задачи выявления интегральных физических параметров активных областей на Солнце в процессе их развития и исследования особенностей интегральных характеристик солнечных активных областей в период развития вспышек.

Исследование природы солнечной активности является фундаментальной проблемой современной физики Солнца. Основная информация о развитии цикла солнечной активности содержится в данных о развитии его элементов - активных областей. Для ее извлечения необходимо изучать физические характеристики активных областей по отношению к свойствам спокойных областей.

В настоящее время физика Солнца, накопившая в течение XX столетия огромный фактический материал, создавшая богатый теоретический базис со смежными астрономическими и геофизическими дисциплинами, вышла на новый рубеж — поиск конкретных механизмов солнечных воздействий на наиболее тонкие геофизические процессы, вплоть до метеорологических и биофизических. В этих условиях солнечная активность, природа которой в целом все еще весьма загадочна, должна быть исследована на качественно новом уровне, позволяющем использовать максимально полным образом имеющиеся данные наблюдений. Для этого нужны синтетические методы, позволяющие объединять большие объемы информации. Поэтому исследование, разрабатывающее и использующее такие методы, исключительно актуально.

Важность работы заключается в развитии и использовании методов анализа активных областей на Солнце на основании большого объема разнородной информации, необходимой для понимания физической природы солнечных активных областей, без чего невозможно решение проблемы солнечной цикличности и ее связи с земными явлениями.

Работы по изучению явлений солнечной активности и ее воздействия на различные, в том числе и чрезвычайного характера, процессы на Земле, проводятся во всех развитых странах мира. С начала освоения космического пространства, выдвижения на первый план проблем устойчивого развития, роль и значение этих исследований сильно возросли. Существуют глобальные сети обсерваторий и международные космические программы по изучению Солнца и солнечной активности, занимающиеся наблюдениями и обработкой данных, относящихся к этой проблеме. Вместе с тем, феноменология солнечных активных областей в ее современном понимании разработана слабо. Для характеристик активных областей широко используются в основном лишь качественные классификации. Практически полное отсутствие количественных характеристик, интегрально, в целом, характеризующих активную область как систему, сильно затрудняет адекватное понимание активной области как физического явления. В этой связи задача настоящего исследования представляется весьма актуальной, а ожидаемые результаты могут быть быстро интегрированы в международный научный процесс, найдя применение при оценке состояний активной области.

Настоящее исследование относится к фундаментальной проблеме физической природы Солнца - важнейшего источника энергии, определяющего все жизненные процессы на Земле. Характерную особенность Солнца составляют проявления активности в его атмосфере. Как правило, они сравнительно медленно (в течение времени порядка многих суток) развиваются в виде комплекса множества взаимосвязанных процессов, на определенных стадиях нарушаемых различными быстрыми (с характерным временем в минуты и десятки минут), часто имеющими взрывной характер, явлениями. Активность Солнца (и связанная с ней вариация солнечного электромагнитного излучения) во многом определяет свойства различных оболочек Земли, и в первую очередь ее магнитосферы и ионосферы. Понимание всего этого комплекса явлений невозможно без выяснения наиболее общих свойств и параметров всех проявлений солнечной активности, определенным образом локализованных в пространстве и времени, а также совокупности этих явлений, определяющей центры солнечной активности. Участки солнечной атмосферы, занимаемые центрами солнечной активности, называются активными областями. Цикл солнечной активности наблюдается по проявлениям отдельно взятых активных областей. Можно надеяться извлечь информацию о солнечном цикле, изучая интегральные характеристики активных областей на фоне невозмущенной атмосферы, используя при этом наиболее общие методы, применимые к самым доступным видам наблюдений.

В данной работе количественно описаны интегральные свойства солнечных магнитных структур по их проявлениям в форме активных областей. Наблюдения, выполненные за последние десятилетия, благодаря применению новых инструментальных методов, позволили обнаружить аналогичные явления и на других звездах. Магнитные структуры, такие как группы солнечных пятен, являются важным составным элементом областей, в которых протекают нестационарные процессы, сопровождаемые выбросами вещества и выделением больших энергий. Важно, что солнечные активные области образуются на фоне невозмущенной атмосферы. При этом как бы возникают две существенно различные фазы состояния солнечной плазмы: спокойная и активная. Поэтому состояние активности отличается от спокойного не только в энергетическом, но и в информационном (энтропийном) смысле: активные участки характеризуются возникновением и сложным взаимодействием магнитоплазменных структур разных масштабов и, как следствие, нестационарностью.

Определение интегральных характеристик солнечных активных областей в процессе их эволюции, начиная с возникновения, включая рост и развитие, и заканчивая диссипацией, имеет большое значение для поиска новых подходов к прогнозу геоэффективных проявлений солнечной активности.

Применяемый в настоящей работе метод состоит в получении и анализе интегральных параметров, характеризующих активную область на макроскопическом уровне. При этом важно найти способ описания таких особенностей активной области, которые характеризуют их текущее состояние в целом как физического объекта. Этот метод первоначально предназначался для прогноза изменения со временем состояния активной области на основе решения специально выведенного для этих целей кинетического уравнения в приближении Фоккерра-Планка (Чумак О.В., Чумак З.Н., 1987), а затем получил развитие как удобный и строгий инструмент для количественных исследований в области морфологии солнечных активных областей на основе их интегральных параметров (см. Чумак О.В и др., 1987; 1993 а; 1993 б)). Все интегральные параметры имеют четкий физический смысл, а их величины могут быть выражены в любых удобных единицах, и, таким образом, полученные с его помощью результаты являются количественной основой для построения физически осмысленной морфологии активных областей и для исследования временного поведения соответствующих магнитоплазменных структур. При дальнейшем развитии метода интегральных характеристик одной из важных задач является получение минимального (по числу) набора параметров, однозначно количественно характеризующего текущее состояние активной области. Решение этой задачи позволяет получить количественную классификацию состояний активных областей, что может дать основу для построения феноменологической теории эволюции состояний активной области. Другой важной задачей является поиск возможных инвариантов активных областей, а ее решение связано с проблемой существования различных типов активных областей на Солнце.

Благодаря наличию высокоточных наблюдений, выполненных за последние десятилетия с применением новых инструментов, и используя разработанный в настоящей работе метод анализа данных наблюдений, стало возможным получить некоторые новые результаты, относящиеся к природе солнечных активных областей.

Предложенный метод интегральных характеристик изложен в главе 2 настоящей работы. В главе 4 он применен к рассмотрению развития активной области NOAA 5395 в период 10-16 марта 1989 г. и к анализу вспышки в ней 13 марта 1989 г. Результаты рассмотрения общих закономерностей поведения интегральных характеристик солнечных активных областей приведены в главе 5. В главе 1 представлен библиографический обзор проблем солнечных активных областей, а в главе 3 содержится описание использованных данных, полученных при наблюдениях магнитного поля и радиального движения вещества в активных областях на Солнце.

Заключение диссертации по теме «Физика плазмы», Красоткин, Сергей Анатольевич

Заключение.

Предлагаемая работа основана на анализе уникальных данных наблюдений, полученных при помощи солнечного магнитографа последнего поколения. Высокое пространственное разрешение вместе с точностью измеряемых величин (напряженности магнитного поля и величины скоростей вертикального движения) позволили получить ряд важных результатов. Особенно информативными оказались случаи частых наблюдений во время вспышечной активности. Эти особенности материала наблюдений позволили успешно применить метод интегральных характеристик, предложенный и развитый в данной работе. Конкретное его применение детально проиллюстрировано на примере связи с рентгеновской вспышкой 13 марта 1989 г. в активной области NOAA 5395. По всем исследованным областям результаты показывают возможности предложенного метода для количественного описания важнейших свойств активных областей и их классификации.

Практически все введенные интегральные характеристики четко реагируют на быстропротекающие процессы солнечной активности и уверенно отслеживают долговременные тренды развития активных областей. В целом поведение интегральных характеристик дает основание рассматривать отдельные активные области как единые, достаточно устойчивые структурные образования. Эти представления согласуются с признаваемой многими авторами концепцией возникновения активных областей в результате появления отдельных магнитоплазменных структур, сопровождающегося дроблением и слиянием отдельных трубок магнитного потока. Развитая методика, возможно, окажется наиболее эффективной в случае ее применения не к отдельно выделенным биполярным областям, а к крупномасштабным комплексам активных областей. Опыт проведенного анализ наблюдений активных областей методом интегральных характеристик ставит проблему изучения эволюции активных областей на новый количественный уровень.

На защиту выносятся следующие результаты:

1. На основании результатов измерения радиальных скоростей в активной области №5395 13 марта 1989 г. впервые обнаружено быстропротекаюгцее (8 минут) резкое, приблизительно на один порядок, увеличение потока скорости поднимающегося вещества и одновременно такое же уменьшение потока скорости опускающегося вещества. Начало явления зафиксировано спустя 10 минут после начала роста потока рентгеновского излучения, окончание - за 10 минут до наступления максимума. Данное явление подтверждено еще тремя аналогичными случаями изменения потоков скорости подъема и опускания, предшествовавшими максимуму потока рентгеновского излучения во время вспышек.

2. Впервые обнаружено, что во всех исследованных активных областях средние потоки скорости опускающегося вещества на 1-2 порядка превышали потоки скорости поднимающегося вещества. При этом потоки скорости опускающегося вещества, в отличие от потоков скорости поднимающегося вещества, имели распределение, близкое к нормальному. Не обнаружено прямой корреляции между усредненными за время наблюдения величинами потоков скорости поднимающегося вещества с потоками магнитного поля.

3. Наряду со случаями прямой коррелированности посуточно усредненных суммарной площади солнечных пятен активной области и суммарного (южной и северной полярности) потока магнитного поля обнаружены случаи антикоррелированности указанных величин. Ситуация, когда рост магнитного потока активной области сопровождается уменьшением площади ее солнечных пятен, подтверждает концепцию Б.А. Тверского о локальном усилении магнитного поля благодаря действию атмосферного динамо, разработанную для объяснения природы магнитного поля активных областей.

4. По имеющимся наблюдательным данным, почти 90% дисперсии 21 использованного для описания состояния активной области физического параметра может быть описано с помощью всего 5 ортогональных параметров, характеризующих состояние активной области. В качестве таких параметров состояния активных областей предложено использовать 5 квазиортогональных интегральных параметров, имеющих четкий физический смысл: полный поток, дисбаланс потоков, эффективную площадь, расстояние между центрами тяжести потоков, суммарный градиент вдоль линии инверсии.

При проведении настоящего исследования было выполнено следующее: получены магнито- и допплерограммы активных областей на Солнце на видеомагнитографе обсерватории Хайроу, на их основании были рассчитаны интегральные характеристики активных областей (17 по наблюдениям магнитного поля и столько же по наблюдениям поля скоростей), которые впоследствии были проанализированы автором. Автором же были введены дополнительно 4 интегральные характеристики активных областей: эффективной площади активной области целиком и в разных полярностях, и структурный параметр, количественно описывающий сложность перепутанности (взаимопроникновения) противоположных полярностей в активной области, который может быть использован для описания сложности магнитной конфигурации активной области. Эти интегральные характеристики были рассчитаны для всех рассмотренных активных областей. Найдена связь вариаций интегральных характеристик с быстропротекающими в активной области процессами, проведено сравнение изменений магнитного потока с гидродинамическим, а также с площадями пятен активной области. Найдена мерность пространства описания заданной доли дисперсии интегральных характеристик активных областей и предложен выбор квазиортогональных базисов этого пространства. Проведено сравнение потоков скорости подъема и опускания. Выявлены интегральные характеристики, имеющие нормальное распределение.

Главный смысл проделанной работы состоит в получении количественного описания интегральных свойств солнечной фотосферы, наблюденной на характерных для активной области масштабах. Такой подход позволяет характеризовать состояние активной области макроскопически, как системы, имеющей энергетический и информационный обмен с окружающей средой. Полученные с помощью такого описания частные результаты основаны исключительно на наблюдательном материале, и потому с необходимостью должны учитываться во всякой теории, затрагивающей вопросы феноменологии солнечных активных областей. Цюделанная работа является примером того, что, имея даже достаточно грубые наблюдения активной области, можно строить обоснованные суждения относительно процессов, протекающих в ней, и, таким образом, поверять существующие теории, имеющие в своей основе зачастую малообоснованные гипотезы. Преимущество использованного подхода состоит в том, что для получения физически значимых результатов не возникает потребности в дорогостоящих наблюдениях и исследованиях тонкой структуры разнообразнейших явлений в активной области, нужны лишь наблюдения нескольких параметров, характеризующих всю активную область как систему.

В работе также были получены и некоторые дополнительные результаты, не выносимые на защиту. Для описания площади активной области по наблюдениям ее магнитного поля введена эффективная площадь, чувствительная к распределению напряженности магнитного поля по величине и игнорирующая пространственное ее распределение. Введенная эффективная площадь удобна для применения к описанию площади объекта с нечеткими или расплывчатыми границами, основана на информационной (структурной) энтропии, характеризующей объект, и может применяться к разнообразным наблюдениям как активных областей, так и иных объектов. Для описания сложности переплетения (взаимопроникновения) противоположных магнитных полярностей в активной области введен соответствующий структурный параметр. Он призван помочь количественно характеризовать сложность магнитной конфигурации активной области взамен традиционно используемой качественной оценки класса сложности.

Можно сформулировать новые задачи исследований активных областей и направления их решения в свете проделанной работы:

1. Поиск новых физических параметров, описывающих состояние активной области (по большей части эвристически), и редукция совокупности полученных параметров (методами многофакторного анализа, нейронных сетей), а также вытекающее из этого отыскание совокупности ортогональных (или квазиортогональных) параметров активной области, однозначно и неизбыточно описывающих ее состояние, и имеющих четкий физический смысл.

2. Нахождение инвариантов параметров, описывающих состояние активной области.

3. Выявление связи совокупности физических параметров, описывающих состояние активной области, с быстропротекающими в ней процессами.

4. При наличии нескольких активных областей на солнечной полусфере возникает проблема выявления аддитивных параметров (т.е. таких, которые можно рассчитывать не только для отдельно взятой активной области, но и суммировать для всех активных областей на солнечной полусфере). Это необходимо для поиска их связи с событиями, местоположение которых на солнечной полусфере однозначно неразрешимо (например, с потоком заряженных частиц CKJI).

5. Рассмотрение эволюции параметров состояния активной области на протяжении всей ее жизни и построение описания всего цикла жизни активной области в терминах используемых параметров. На первом этапе такое исследование легче и разумнее выполнять для небольших короткоживущих (в пределах одного полуоборота) и невспышечноактивных активных областей. Для них имеет смысл выполнить сравнение поведения исследуемых параметров с теми же параметрами, рассчитанными на тех же пространственных масштабах, но для спокойных областей солнечной фотосферы.

6. Попытка построения термодинамического описания активной области исходя из параметров, интегрально описывающих ее состояние, т.е. на макроскопическом уровне.

Для осуществления последней задачи, безусловно, окажутся полезными мониторинговые наблюдения активных областей (например, описанные в настоящей работе наблюдения магнитного поля и поля радиальных скоростей), выполняемые в рамках непрерывного мониторинга Солнца. Для такого мониторинга нет необходимости применять внеатмосферные инструменты с высоким пространственным разрешением, достаточным представляется линейное разрешение даже 5-10 угловых секунд на пиксель, но требуется хорошее временное разрешение, составляющее во время вспышек никак не менее 2-3 минуты на кадр. Осуществление такого мониторинга представляется оправданным получением с его помощью новых знаний о природе активных областей и возможностью регистрации быстропротекающих в активных областях процессов (вспышечных), по крайней мере, на первых же этапах их возникновения.

Все вышеизложенное, осуществленное даже по отдельности, должно использовать для проверки существующих теоретических представлений (на сегодняшний день в основном качественных) о природе активных областей и протекающих в них процессов, а также для создания новых теорий, описывающих возникновение и феноменологию активных областей количественно и на основании количественных наблюдений параметров ее состояния.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Красоткин, Сергей Анатольевич, 2002 год

1. Abramenko V.I., Wang Tongjiang, and Yurchishin V.B. Analysisof Electric Current Helicity in Active Regions on the basis of Vector Magnetograms. Solar Physics, 1996, 168, p. 75-89.

2. Acasofu S.-I. An essey on sunspots and solar flares. Planetary and

3. Space Science, 1984,v.32,N. 11, p. 1469-1496.

4. Adams W.S. Some notes on the H and К lines and the motion of thecalcium vapor in the Sun. Ap. J., 1906, 23, p. 45-53.

5. Ai G. and Zhang H. Observations and Studies of Solar Magnetic

6. Fields and Velocity Fields. Beijing Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Beijing, 1988, 10 p.

7. Aitschuler M.D., Trotter D.E., Newkirk G. The large-scalemagnetic field. Solar Physics, 1974, v. 39, 3-26.

8. Ambroz P. and Kononovich E.V. Solar Magnetic Flux Tube

9. Emergence Diagram. Astronomy and Astrophysical Transactions, 1994, v. 4, p. 185-194.

10. Anwar В., Acton L.W., Hudson H.S., Makita M., McCIymont A.N.,and Tsuneta S. Rapid Sunspot Motions during a Major Solar Flare. Solar Physics, 1993,147, p. 287-303.

11. Babcock H.W. The solar magnetograph. Astrophys. J., 1953, 118,3, p. 387-396.

12. Babcock H.W. The solar magnetic cycle. Trans. IAU, 1962, 1 IB, p.419.434.

13. Bachman G. On the evolution of magnetic and velocity fields of anoriginating sunspot group. Bull. Astron. Inst. Czech., 1978, v. 29, N3, p. 180-184.

14. Beckers J.M. The profiles of fraunhofer lines in the presence of

15. Zeeman splitting. Solar Physics, 1969, 9, p. 372-386.

16. Beckers J.M. and Shroter E.H. * The intensity, velocity and magneticstructure of a sunspot region. Solar Physics, 1968, 4, p. 142-164 and p. 165-167.

17. Bonacini D., Degl'Innocenti E.L., November L.J., Smaldone L.A.

18. High resolution spectropolarimetry of an active region. Abstracts of the UAI Symposium No. 138 "Solar photosphere: structure convection and magnetic fields ", Kiev, 1989, p. 184.

19. Bornmann P.L. and Shaw D. Flare Rates and the Mcintosh Active

20. Region Classification. Solar Physics, 1994,150, p. 127-146.

21. Brandenburg A., Jennings R.L., Nordlung A., Stein R.F. and

22. Tuominen I. In The Sun and Cool Stars: activity, magnetism, dynamos, eds. Tuominen I., Moss D. and Rudiger G, Lecture Notes in Physics. Springer-Verlag, 1991, 380, p. 86.

23. Bruzek A. On arch-filament systems in spot groups. Solar Physics.1967, v.7, p. 451-461.

24. Bumba V. Proper motions observed in active regions. Publicationsof Debrecen Helioph. Obs, 1983, v. 5, p. 47-69.

25. Bumba V. Local Solar Magnetic and Velocity Field Developmentand Related Photospheric and Chromospheric Activity. Solar Physics, 1996, 169, p. 303-312.

26. Bumba V., Heina L. Individual phases in the August 1972 protonflare region development. Publ. Of Debrecen Heliophys. Obs., 1977, v.3, N.2, p. 111-136.

27. Bumba V., Heina L., Le Bach Yen The main characteristics ofmagnetic field development responsible for the formation of the July 1974 proton-flare region. Publ. Of Debrecen Heliophys. Obs., 1977, v.3, N.2, p. 161-187.

28. Bumba V., Howard R. A study of the development if active regionson the Sun. Astrophys. J., 1965, v.141, N.4, p. 1492-1501.

29. Bumba V., Obridko V.N. "Bartel's active longitudes", sectorboundaries and flare activity. Solar Physics., 1969, v.6, p. 104-110.

30. Bumba V., Suda J. Development of sunspots in the collidingmagnetic fields of the June-July 1974 proton-flare group. Bull. Astr. Inst. Czech, 1983, v.34, p. 29-39.

31. Chen Jimin, Wang Haimin, and Zirin Harold. Observations of

32. Vector Magnetic Fields in Flaring Active Regions. Solar Physics, 1994 a, 154, p. 261-273. Erratum 158, p. 205.

33. Chen Jimin, Huang Yinliang, Liu Zhenxing Flares and Velocity

34. Fields in AR 5528, AR 5629, AR 6891. Solar Physics, 1994 b, 150, p. 179-197.

35. Choudhuri A.R. in: Thomas J.H., Weiss N.O. (eds.) Sunspots

36. Theory and Observations. NATO ARW, Kluwer, Dordrecht, 1992, p. 243.

37. Deslandres M. Сотр. Rend., 1910, 4, p. 1. (Цитировано no:

38. Степанов B.E. Движения Ca+ в хромосфере и связь движения смагнитными полями. Изв. Крымской астрофизической обсерватории, 1960, XXVI, с. 184-211.)

39. D'Silva S., Choudhuri A.R. A Theoretical Model for Tilts of Bipolar

40. Magnetic Regions. Astronomy and Astrophysics, 1993, 272, p. 621633.

41. Driel-Gesztelyi L. van, Hofmann A., Demoulin P., Schmieder В.,and Csepura G. Relationship between Electric Current, Photospheric Motions, Chromospheric Activity, and Magnetic Field Topology. Solar Physics, 1994, 149, p. 309-330.

42. Gaizauskas V. Preflare Activity. Solar Physics, 1989, 121, p. 135152.

43. Gary G. Allen and Rabin Douglas. Line-of-Sight Magnetic Flux1.balances Caused by Electric Currents. Solar Physics, 1995, 157, p. 185-197.

44. Golovko A.A., Kuklin G.V., Mordvinov A.V., Tomozov V.M. Therole of shear motions in a production of a preflare situation. Contributions of the Astron. Obs. Skalnate Pleso, 1986, 15, Parti, p. 243-249.

45. Golub Leon, Zirin Harold, Wang Haimin. The Roots of Coronal

46. Structure in the Sun's Surface. Solar Physics, 1994, 153, p. 179-198.

47. Hagyard M.J., Cumings N.P., West E.A. and Smith J.E. The

48. MSFC vector magnetograph. Solar Physics, 1982, 80, №1, p. 33-51.

49. Hale G.E. Preliminary results of an attempt to detect the generalmagnetic field of the Sun. Astrophys. J., 1913, 38, p. 27-98.

50. Hale G.E. and Nicholson S.B. Magnetic Classification of Sunspots.1.: Magnetic Observations of Sunspots, 1917-1924, part 1. Carnegie Inst. Wash. Publ., 1938, №498, 92 (Papers of the Mount Wilson Observatory, V, part 1).

51. Hart A.B. Motions in the Sun at photospheric level. IV. Theequatirial rotation and possible velocity fields in the photosphere. Mon. Not. R. Astr. Soc., 1954, 114, Nol, p. 17-38.

52. Harvey J.W. Photospheric magnetic and velocity fields in activeregions. In: Flare-related magnetic field dynamics. 1974, HAO NCAR, Boulder, Colorado, p. 1-28.

53. Harvey K.L., Livingston W.C., Harvey J.W., Slaughter C.D.

54. Observations of magnetic field changes in active regions. In: Solar Magnetic Fields. IAU Symp. N43, 1971, Dordrecht, Holland, p. 422-427.

55. Hedeman, Dodson, Roelof. Evolution charts of solar activitycalcium plages), 1964-1979, Report UAG N81, 1981.

56. Hoeksema J. Todd and Scherrer Philip H. An Atlas of

57. Photospheric Magnetic Field Observations and Computed Coronal Magnetic Fields: 1976-1985. Solar Physics, 1986, 105, p. 205-211.

58. Howard R., La Bonte B.J. The Sun is observed to be a torsionalascilator with a period of 11 years. Asrtoph. J., 1980., v.239, N.l, P.2, L33-L36.

59. Howard R.F. The Magnetic Fields of Active Regions. I: Data and

60. First Results. Solar Physics, 1989, 129, p. 271-284.

61. Howard R.F. The Magnetic Fields of Active Regions. II: Rotation.

62. Solar Physics, 1990,126, p. 299-309.

63. Howard R.F. The Magnetic Fields of Active Regions. Ill: Growthand Decay of Magnetic Flux. Solar Physics, 1991a, 131, p. 239257.

64. Howard R.F. The Magnetic Fields of Active Regions. IV:

65. Meridional Motions. Solar Physics, 1991 b, 131, p. 259-268.

66. Howard R.F. The Magnetic Fields of Active Regions. V: Magnetic

67. Axes Orientations. Solar Physics, 1991 c, 132, p. 49-61.

68. Howard R.F. The Magnetic Fields of Active Regions. VI: Magnetic

69. Axis Tilt Changes. Solar Physics, 1991 d, 132, p. 257-270.

70. Howard R.F. The Magnetic Fields of Active Regions. VII: East

71. West Inclination of Magnetic Field Lines. Solar Physics, 1991 e, 134, p. 233-246.

72. Howard R.F. The Magnetic Fields of Active Regions. VIII: Cycle1.titude Variations. Solar Physics, 1991 f, 135, p. 43-55.

73. Howard R.F. Sunspot Group Areas and the Latitude Distance fromthe Average Latitude of Activity. Solar Physics, 1991 g, 135, p. 339-342.

74. Howard R.F. Axial Tilt Angles of Sunspot Groups. Solar

75. Physics, 1991 h, 136, p. 251-262.

76. Howard R.F. The East-West Inclination of Magnetic Field Lines in

77. Sunspots. Solar Physics, 1992 a, 137, p. 205-213.

78. Howard R.F. Some Characteristics of the Development and Decayof Active Region Magnetic Flux. Solar Physics, 1992 b, 142, p. 4765.

79. Howard R.F. How Growth and Decay of Sunspot Groups depend onthe Axial Tilt Angles. Solar Physics, 1993 a, 145, p. 95-103.

80. Howard R.F. Axial Tilt Angles of Active Regions and Their Polarity

81. Separations. Solar Physics, 1993 b, 145, p. 105-109.

82. Howard R.F. Some Factors Affecting the Growth and Decay of

83. Plages. Solar Physics, 1993 c, 147, p. 1-11.

84. Howard R.F. A Possible Coriolis-Force Contribution to the Tilt

85. Angle Rotation of Sunspot Groups. Solar Physics, 1994, 149, p. 2329.

86. Howard R.F. Solar Active Regions as diagnostics of subsurfaceconditions. In: Annu. Rev. Astron. Astrophys. Ed. G. Burbidge. Palo Alto, Ca, 1996 a, v. 34, p. 75-109

87. Howard R.F. Tilt-Angle Variations of Active Regions. Solar

88. Physics, 1996 b, 167, p. 95-113.

89. Howard R.F. Axial Tilt Angles of Active Regions. Solar

90. Physics, 1996 c, 169, p. 293-301.

91. Jeongwoo Lee, Chae J.-C. And Yun H.S. The Effect of Seeing on

92. Solar Magnetic Flux Measurments. Solar Physics, 1997, 171, p. 3548.

93. Ji U.S., Song M.T., Li X.Q., Hu F.M. Estimating Horizontal

94. Electric Current in Solar Active Regions. Solar Physics, 1998, 182, Issue 2, p. 365-379.

95. Jianqi You, Chuanjin Wang, Zhongyu Fan, Hui Li. Impulsive

96. Phase He 10830 Spectrs of a Large Solar Limb Flare of 16 August 1989. Solar Physics, 1998,182, Issue 2, p. 431-446.

97. Joshi Anita. Superactive Region AR 5395 of Solar Cycle 22. Solar

98. Physic, 1993,147, p. 269-285. Erratum 150, p. 399.

99. Kalman В. Magnetic field structure changes in the vicinity of solarflares. Debrecen Helioph. Obs. Preprint N3, 1984, 8 p.

100. Leighton R.B. Transport of magnetic fields on the Sun. Astrophys. J.,1964, v. 140, N.4, p. 1547-1562.

101. Livingston W., Harvey J. And Slaughter C. The Kitt Peak

102. Magnetograph. III. Automation and 40-Channel Probe. Publ. Roy. Obs. Edinburgh, 1971, 8, p. 52-56.

103. Livingston W.C. and Harvey J. A new component of solarmagnetism. Bull. Am. Astron. Soc., 1975, 7, part 2, p. 346.

104. Li Wei, Ai Guoxiang, and Zhang Hongqi. H(3 Doppler-Velocity

105. Fields within Sites of Flares in a Solar Active Regions. Solar Physics, 1996,163, p. 121-131.

106. Lu Yanping, Wang Jingxiu, and Wang Huaning. Shear Angle of

107. Magnetic Fields. Solar Physics, 1993, 148, p. 119-132.

108. Martin Sara F. Conditions for the Formation and Maintenence of

109. Filaments Invited Review. Solar Physics, 1998, 182, Issue 1, p. 107-137.

110. Martres M.-J., Soru-Escaut I., Rayrole J. Relationship betweensome photospheric motions and the evolution of the active centers. Solar Physics, 1973, v. 32, N.2, p. 365-378.

111. Martres M.-J., Rayrole J., Ribes E., Semel M., Soru-Escaut I. Onthe importance of the photospheric velocities in the relation to theflares. In: Flare-related magnetic field dynamics, 1974, HAO NCAR, Boulder, Colorado, p. 334-352.

112. Martres M.-J., Michard R., Soru-Iskovici I., Tsap T.T. Etude de lalocalisation des eruptions; dans la structure magnetique evolutive des regions actives solaires. Solar Physics, 1968, v.2, p. 187-206.

113. Martres M.-J., Rayrole J., Semel M., Soru-Escaut I., Tanaka Т.,

114. Makita M., Moriyama F., Unno W. Magnetic and Velocity Fields of Emerging Flux Regions on the Sun. Publ. Of theAstr. Soc. Of Japan, 1982, v. 34, N.2, p. 229-310.

115. Mcintosh P.S. Dynamics of large-scale magnetic field evolutionduring solar cycle 20. In: Solar and Interplanetary Dynamics. IAU Symp. N91, Cambridge, Mass., 1979. Dordrecht e.a., 1980, p. 2528.

116. Mcintosh P.S. Evolution of large-scale solar magnetic fields. In:

117. Physics ofSunspots, S.I.O. Workshop, 1982, p. 7-21.

118. Mcintosh P.S., Wilson P.R. A new model for flux emergence andthe evolution of sunspots and the large-scale fields. Solar Physics, 1985, v.97, N.l, p. 59-79.

119. Mehltretter J.P. Observations of photospheric faculae at the centerof solar disc. Solar Physics, 1974, v. 38, p. 43-57.

120. Meyer Г., Schmidt H.U., Weiss N.O., Wilson P.R. The growth anddecay of sunspots. Mon. Notic. Roy. Astron. Soc. 1974, v.169, p. 35-57.

121. Meyer F., Schmidt H.U., Weiss N.O. The stability of sunspots. Mon.

122. Notic. Roy. Astron. Soc, 1977, v.179, N.3, p. 741-761.

123. Moore R.L., Hagyard M.J., and Davis J.M. Flare Research withthe NASA/MSFC Vector Magnetograph: Observed Characteristics of Sheared Magnetic Fields That Produce Flares. Solar Physics, 1987,113, p. 347-352.

124. Muller R. In R.J. Rutten and C.J. Schrijver (eds), Solar Surface

125. Magnetism, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, Holland, 1994, p. 55.

126. Ogir M.B., Parfinenko L.D., and Stoyanova M.N. Some Resultsof Morphological Study of the Evolution of the Active Region of July, 1982. Solar Physics, 1985,102, p. 67-78.

127. Patterson A., Zirin H. Transient magnetic field changes in flares.

128. Astrophys. J., 1981, v.243, N2, Part 2, p. 99-101.

129. Patty S.R. and Hagyard M.J. Delta-Configurations: Flare Activityand Magnetic Field Structures. Solar Physics, 1986, 103, p. 111128.

130. Pettauer T and Brandt P.N. On Novel Methods to Determine Areasof Sunspots from Photoheliograms. Solar Physics, 1997, 175, p. 197-204.

131. Parker E.N. Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields.

132. Astrophys. J., 1958, v. 128, p. 664-676.

133. Parker E.N. The generation of the magnetic fields in astrophysicalbogies. X. Magnetic buoyancy and the solar dynamo. Astropys. J., 1975, 198, p. 205-209.

134. Parker E.N. Hydraulic concentration of magnetic fields in the solarphotosphere. III. Astropys. J. 1976, v.204, N.l, Part 1, p. 259-267.

135. Parker E.N. Sunspots and the physics of magnetic flux tubes. Thegeneral nature of the sunspot. Astropys. J., 1979, v. 230, N3, Part 1, p. 905-913.

136. Parker E.N. Depth of origin of solar active regions. Astropys.

137. J., 1984 a, 250, p. 423-427.

138. Parker E.N. Magnetic buoyancy and the escape of magnetic fieldsfrom stars. Astropys. J. 1984 b, 251, N.2, Part 1, p. 839-845.

139. Piddington J.H. Twists and rotations of solar magnetic fields.

140. Astroph. And Space Sci., 1981, v. 75, p. 273-287.

141. Plaskett H. H. Motions in the Sun at the photospheric level. V. Velocities of granules and of other localized regions. Mon. Not. R. Astr. Soc., 1954,114, No2, p. 251-270.

142. Priest E. Solar Magnetohydrodynamic, Reidel Publ. Сотр.,1. Dordrecht, 1982.

143. Priest E.R. Role of newly emerging flux in the flare process.

144. Advances in Space Research, 1984, v.4, N7, p. 37-48.

145. Ramsey H.E., Schoolman S.A. and Title A.M. On the size,structure, and strength of the small-scale solar magnetic field. Astrophys. J. (Letters), 1977, 215, L41-L42.

146. Rieger E. CME Or Not: Nuclear Emission from Major Solar Flaresof March 1989 Active Region 5395. Solar Physics, 1998, 180, Issue 1/2, p. 473-478.

147. Rust D.M. An active role for magnetic fields in solar flares. Solar

148. Physics, 1976, v. 47, N1, p. 21-40.

149. Rust D.M. Permanent changes in filaments near solar flares. Solar

150. Physics, 1984, v.93, N1, p. 73-83.

151. Ruzmaikin A. Clustering of Emerging Magnetic Flux. Solar

152. Physics,!998,181, Issue 1, p. 1-12.

153. Sakurai T. A Study of Magnetic Energy Build-Up based on Vector

154. Magnetograms. Solar Physics, 1987, 113, p. 113-144.

155. Salakhutdinova 1.1. A Fractal Structure of the Time Series of Global1.dices of Solar Activity. Solar Physics, 1998, 181, Issue 1, 221-235.

156. SCSGD. Synoptical Codes for Solar and Geophysical Data. Piibl.

157. U. W.D.C. Secretariat, Boulder, Colorado, 1969, p. 47-54.

158. Song M.T., Wu S.T., Zhang H.Q. Self-Similar

159. Magnetohydrodynamic Solution for the Dynamics of Magnetic Flux Emergence. Solar Physics, 1996,167, p. 57-77.

160. Spruit H.C. and Roberts B. Magnetic flux tubes on the Sun. Nature,1983, 304, No. 5925, p. 401-406.

161. St. John Ch. E. The general circulation of the mean and high-levelcalcium vapor in the solar atmosphere. Ap. J., 1911, 32, N1, p. 3682.

162. Stenflo J.O. Small-scale magnetic structures on the Sun. Astron.

163. Astrophys. Rev., 1989,1, p. 3-48.

164. Stepanyan N.N. Background magnetic fields and activity on the Sun.

165. Publ. Debrecen Heliophys. Obs., 1983, v. 5, p. 225-234.

166. Sundara Raman K., Selvendran R., Thiagarajan R. Sunspot

167. Motions Associated with Flares. Solar Physics, 1998, 180, Issue 1/2, p. 331-341.

168. Rust D.M. Permanent changes in filaments near solar flares. Solar

169. Physics, 1984, v.93, N1, p. 73-83.

170. Ruzmaikin A. Clustering of Emerging Magnetic Flux. Solar

171. Physics, 1998,181, Issue 1, p. 1-12.

172. Sakurai T. A Study of Magnetic Energy Build-Up based on Vector

173. Magnetograms. Solar Physics, 1987, 113, p. 113-144.

174. Salakhutdinova 1.1. A Fractal Structure of the Time Series of Global1.dices of Solar Activity. Solar Physics, 181, Issue 1, 221-235.

175. SCSGD. Synoptical Codes for Solar and Geophysical Data. Publ.

176. U.W.D.C. Secretariat, Boulder, Colorado, 1969, p. 47-54.

177. Song M.T., Wu S.T., Zhang H.Q. Self-Similar

178. Magnetohydrodynamic Solution for the Dynamics of Magnetic Flux Emergence. Solar Physics, 1996, 167, p. 57-77.

179. Spruit H.C. and Roberts B. Magnetic flux tubes on the Sun. Nature,1983, 304, No. 5925, p. 401-406.

180. St. John Ch. E. The general circulation of the mean and high-levelcalcium vapor in the solar atmosphere. Ap. J., 1911, 32, N1, p. 3682.

181. Stenflo J.O. Small-scale magnetic structures on the Sun. Astron.

182. Astrophys. Rev., 1989, 1, p. 3-48.

183. Stepanyan N.N. Background magnetic fields and activity on the Sun.

184. Publ. Debrecen Heliophys. Obs., 1983, v. 5, p. 225-234.

185. Sundara Raman K., Selvendran R., Thiagarajan R. Sunspot

186. Motions Associated with Flares. Solar Physics, 1998, 180, Issue 1/2, p. 331-341.

187. Тапака К. Evolution of fibrils with special reference to solaractivity. Solar Physics, 1976, v. 47, N1, p. 247-259.

188. Тапака K. Measurements and analysis of magnetic field variationsduring a class 2B flare. Solar Physics, 1978, v. 58, N1, p. 149-163.

189. Тапака K., Nakagawa Y. Force-free magnetic fields and flares of

190. August 1972. Solar Physics. 1973, v. 33, N1, p. 187-204.

191. Тапака K. Studies of a Very Flare-Active 5-Group: Peculiar 5 Spot

192. Evolution and inferred Subsurface Magnetic Rope. Solar Physics, 1991, 136, p. 133-149.

193. Tang F. On the origin of spots. Solar Physics, 1983, v. 89, N.l, p.43.50.

194. Unno W. Line Formation of a Normal Zeeman Triplet. Publ. Astro.

195. Soc. Japan, 1956, 8, No 3-4, p. 108-125.

196. Vrabec D. Streaming magnetic features near sunspots. In: JAUSymp.1. No. 56, 1974, p. 201-229.

197. Waldmeier M. Ergenbnisse und Probleme der Sonnenforschung, 2nded., Leipzig, Geest u. Portig, 1955. (Цитировано по Брей и Лоухед, 1967.)

198. Wallenhorst S.G., Howard R. On the dissolution of sunspot groups.

199. Solar Physics, 1982, v. 76, N.2, p. 203-209.

200. Wallenhorst S.G., Topka K.F. On the disappearance of a smallsunspot group. Solar Physics, 1982, v. 81, N.l, p. 33-46.

201. Wang Haimin, Zirin Harold, and Ai Guoxiang. Magnetic Field

202. Transport of Decaying Active Regions and Enhanced Magnetic Network. Solar Physics, 1991, 131, p. 53-68.

203. Wang Haimin and Zirin Harold. Flows Around Sunspots and

204. Pores. Solar Physics,1992, 140, p. 41-54.

205. Wang Haimin. Evolution of Vector Magnetic Fields and the August27 1990 X-3 Flare. Solar Physics, 1992, 140, p. 85-98.

206. Wang Jingxiu and Shi Zhongxian. The Flare-Associated Magnetic

207. Changes in an Active Region. II: Flux Emergence and Cancellation. Solar Physics, 1993, 143, p. 119-139.

208. Wang Jingxiu. Development of Magnetic Shear. Solar Physics,1994,155, p. 285-300.

209. Wang Jingxiu. A Note on the Evolution of Magnetic Helicity in

210. Active Regions. Solar Physics, 1996, 163, p. 319-325.

211. Weiss, N.O. Smallscale magnetic fields and convection in the solarphotosphere. Monthly Not. R. Astr. Soc.,1978, 183, Short communications, p. 63-65.

212. Wilson P.R. The possibility of a photosperic dynamo. Australian

213. Journal of Phys., 1985, v. 38, N.6, p. 911-918.

214. Wilson P.R., Simon G.W. Flux changes in small magnetic regions.

215. Astroph. J., 1983, v. 273, N2, P.l, p. 805-821.

216. Yewell L.E. The coincidence of solar and metallic lines. Ap. J., 1896,vol. Ill, No2, p. 89-113.

217. Zhang Hongqi and Song Mutao. Vector Magnetogram and

218. Dopplergram Observations of Magnetic Flux Emergence and Its Explanation. Solar Physics, 1992, 138, p. 69-92.

219. Zhang Hongqi, Ai Guoxiang, Sakurai Т., and Kurokawa H. Fine

220. Structures of Chromospheric Magnetic Field and Material Flow in a Solar Active Region. Solar Physics. 1991, 136, p. 269-293.

221. Zhang Hongqi and Wang Tongjiang. Vertical Current and a3B/X12 Flare in a Highly Sheared Active Region (NOAA 6659) on June 9, 1991. Solar Physics, 1994, 151, p. 129-136.

222. Zhang Hongqi, Ai Guoxiang, Wang Haimin, Zirin Harold, and

223. Patterson Alan. Evolution of Magnetic Fields and Mass Flow in a Decaying Active Region. Solar Physics, 1992, 140, p. 307-316.

224. Zhang H., Scharmer G., Lofdahl M., Yi Z. Fine Structures of

225. Magnetic Field in Solar Quiet Region. Solar Physics, 1998, 183, Issue 2, p. 283-290.

226. Zhou Shu Rong, Zheng Xing Wu. Common Characteristics of the

227. Active Regions of Strong Proton Flares. Solar Physics, 1998, 181, Issue 2, p. 327-336.

228. Zirin Harold and Marquette William. BEARALERTS: A

229. Successful Flare Prediction System. Solar Physics, 1991, 131, p. 149-164.

230. Zirin H.,Tanaka K. The flares of August 1972. Solar Physics. 1973,v. 32, N1, p. 173-207.

231. Zirin H.,Tanaka K. Magnetic transients in flares. Astrophys. J.,1981, v. 250, N2, Part 1, p. 791-795.

232. Zwaan Cornelius. The solar magnetic structure and the solar activitycycle. Review of observational data. In: The Sun as a star, ed. Jordan S., NASA SP-450, 1981, p. 163-179.

233. Zwaan Cornelius. A Dynamo Scenario: Observational Constraintson Dynamo Theory. Solar Physics, 1996,169, p. 265-276.

234. Арцимович JI.A. Управляемые термоядерные реакции. М.:1. Физматгиз, 1963, 496 с.

235. Алтынцев А.Т., Банин В.,Г., Куклин Г.В., Томозов В.М.

236. Солнечные вспышки. М.: Наука, 1982, 245 е.

237. Банин В.,Г. Комплекс активности и большие вспышки в мае1981 г. В кн.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, М.: Наука, 1983, вып. 65, с. 129-150.

238. Брей Р., Лоухед Р. Солнечные пятна. М.: Мир, 1967, 383 с.

239. Бриллюэн Л. Научная неопределенность и информация. М.:1. Мир, 1966, 271 с.

240. Вальдмайер М. Результаты и проблемы исследования Солнца.1. М.: И.Л., 1950, 240 е.

241. Витинский Ю.И., Ихсанов Р.Н. О характере роста группсолнечных пятен. Солнечные данные, 1964, №7, с. 66-75.

242. Витинский Ю.И., Копецкий М., Куклин Г.В. Статистикапятнообразовательной деятельности Солнца. М.: Наука, 1986, 296 с.

243. Гетлинг А.В., Тверской Б.А. Магнитные поля конвективныхячеек зоны супергрануляции. Астрономический Журнал, 1968, 45, №6, с. 1222-1228.

244. Гуревич В.М., Лебединский А.И. Магнитные поля солнечныхпятен. Докл. АН СССР. 1945, 49, с. 92-98.

245. Гуртовенко Э.А. Спектрофотометрия линии Н на различных гелиографических широтах. Астр. Циркуляр, 1953, № 133, с. 810.

246. Гопасюк С.И. Временные изменения структуры поперечногомагнитного поля в группах пятен и оптические явления. Известия Крымской астрофизич. Обе., 1965, 33, с. 100-110.

247. Гопасюк С.И. Временные изменения магнитного поля вактивных областях на Солнце. Известия Крымской астрофизической обсерватории, 1967, 36, с. 56-68.

248. Делоне А.Б., Порфирьева Г.А., Якунина Г.В. Наблюдениявыбросов вещества на диске Солнца и крупномасштабное магнитное поле. Известия Академии наук, серия физическая, 1996, 60, №8, с. 182-187.

249. Ермакова J1.B. Структура и динамика магнитного поля вфотосфере Солнца при возникновении и в процессе эволюции активных областей. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, 1985, вып. 72, с. 93-113.

250. Зверева A.M., Северный А.Б. Магнитные поля и протонныевспышки. Известия Крымской астрофизич. Обе., 1970, 41-42, с. 97-157.

251. Зирнн Г. Солнечная атмосфера. М.: Мир, 1969, 504 с.

252. Каплан С.А., Пнкельнер С.Б., Цытовнч В.Н. Физика плазмысолнечной атмосферы. М.: Наука, 1977, 255 с.

253. К. де Ягер. Строение и динамика атмосферы Солнца. М.: И.Д.,1962, 376 с.

254. Климонтович Ю.Л. Турбулентное движение и структура хаоса.

255. М.: Наука, 1990, с. 27-30.

256. Кононович Э.В., Матвейчук Т.В., Чумак О.В. Сравнительныйанализ четырех групп солнечных пятен 21 цикла. Труды 7-го симпозиума по солнечно-земной физике России и стран СНГ Троицк, 1999, с. 6-10.

257. Криводубский В.Н. О переносе магнитных полей втурбулентной оболочке Солнца. Астрономический журнал, 1984, 61, вып.2, с. 354-365.

258. Лозицкая Н.И., Лозицкий В.Г. Существуют ли "магнитныетранзиенты" в солнечных вспышках. Письма е АЖ, 1982, 8, №8, с. 500-505.

259. Могилевский Э.И. Синергетическое описание эволюцииактивных областей на Солнце и модель однопараметрического краткосрочного прогноза. Препринт ИЗМИР АН, №43а (517), Москва, 1981, 21 с.

260. Обридко В.Н. Солнечные пятна и комплексы активности. М.:1. Наука, 1985,256 с.

261. О Гым Ден, Корницкая Е.А., Молоденский М.М. О расчетахмагнитных полей активных областей в потенциальном приближении. В кн.: Проблемы физики солнечных вспышек. М.: ИЗМИР АН, 1983, с. 72-77.

262. Огирь М.Б., Цап Т.Т. Структура магнитного поля ивспышечная активность в области McMath 9740 (октябрь 1968). Известия Крымской астрофизич. Обе., 1981, 63, с. 46-65.

263. Паркер Е.Н. Космические магнитные поля. М.: Мир, 1982 а, 1, 608 с.

264. Паркер Е.Н. Космические магнитные поля. М.: Мир, 1982 б, 2,479 с.

265. Постои Т., Стюарт И. Теория катастроф и ее приложения. М.:1. Мир, 1980, 608 с.

266. Северный А.Б. Некоторые результаты исследованиянестационарных процессов на Солнце. Астрономический журнал, 1957, 34, вып. 5, с. 684-711.

267. Северный А.Б. Наблюдения поперечных и продольныхмагнитных полей, связанных с солнечными вспышками. Известия Крымской астрофизич. Обе., 1964, 31, с. 159-199.

268. Северный А.Б. Исследования магнитного поля и электрическихтоков униполярных солнечных пятен. Известия Крымской астрофизич. Обе., 1965, 33, с. 34-79.

269. Соловьев А.А. Сферический магнитный вихрь как один изэлементов активности солнечной атмосферы. Астрономический журнал, 1998, 75, с. 783-791.

270. Сомов Б.В. Проблемы физики солнечных вспышек. В кн.:

271. Проблемы физики солнечных вспышек. Москва, Изд. ИЗМИР АН, 1983, с. 5-51.

272. Степанов В.Е. Движения Са+ в хромосфере и связь движения с магнитными полями. Известия Крымской астрофизич. Обе., 1960, 23, с. 184-211.

273. Степанов В.Е. Уравнения лучистого равновесия в атмосферемагнитных звезд. Известия Крымской астрофизич. Обе., 1962, 27, с. 140-147.

274. Тверской Б.А. К теории гидродинамического самовозбуждениярегулярных магнитных полей. Геомагнетизм и аэрономия, 1966, 6, №1,с. 11-18.

275. Хохлова В Л. Исследования движений в хромосфере ифлоккулах по допплеровскому смещению линий К2 и К3, Са+. Известия Известия Крымской астрофизич. Обе., 1957, 17, с. 177-190.

276. Чумак О.В., Кононович Э.В., Красоткин С.А. Интегральныехарактеристики солнечных активных областей. Известия РАН, серия физическая, 1998, 62, №9, с. 1897-1901.

277. Чумак О.В., Чумак З.Н., Минасянц Г.С. Количественноеописание активной области августа 1972 методом параметров состояния. Солнечные данные, 1987, №10, с. 63 68.

278. Чумак О.В., Чумак З.Н., Минасянц Г.С., Минасянц Т.М. .

279. Кинематика группы солнечных пятен МсМ 5395. Письма в АЖ, 1993 а, 19, №3, с. 264-268.

280. Чумак О.В., Чумак З.Н., Минасянц Г.С., Минасянц Т.М.

281. Анализ эволюции группы солнечных пятен марта 1989. Письма вАЖ, 1993 б, 19, №3, с. 269-279.

282. Чумак О.В., Чумак З.Н. Стохастический метод описанияэволюции активных областей на Солнце. Кинематика и физика небесных тел, 1987, т. 3, №3, с. 3-17.

283. Чумак О.В. Количественный анализ локальных магнитныхполей в фотосфере Солнца. В кн. «Физика солнечной атмосферы», АН КазССР, Алма-Ата: Гылым, 1992, с. 65-128.1. Иллюстрации

284. Площадь пятен, м.д.п. -i ->■ ГО N3 СО СО ^ слослошосло оооооооо ооооооооо *--О—С