Динамика фотосферных магнитных полей Солнца тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Биленко, Ирина Антоновна

• Биленко, Ирина Антоновна
• кандидат физико-математических наук
• 2003

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Биленко, Ирина Антоновна

Введение

Научная новизна

Научная и практическая ценность

Личный вклад автора

Апробация

Структура и объем диссертации

Положения выносимые на защиту

Описание используемых данных

Глава

Анализ фоновых фотосферных магнитных полей

1.1. Структура фоновых фотосферных магнитных полей за период 1996 - 1999 годы

1.2. Фотосферные магнитные поля невозмущенной фотосферы вблизи комплекса активности

1.3. Выводы к первой главе

Глава

Исследование тонкой структуры фотосферных магнитных полей в областях расположения неполярных корональных дыр

2.1. Особенности структуры фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр и свободных от них

2.2. Изменение структуры, напряженности и магнитных потоков в областях расположения корональных дыр и свободных от них на фазе роста солнечной активности

23-го цикла

2.3. Выводы ко второй главе

Глава

Анализ динамики фотосферных магнитных полей по корональным дырам

3.1. Динамика распределения корональных дыр по диску Солнца

3.2. Анализ динамики фотосферных магнитных полей по корональным дырам в 21-м и 22-м солнечных циклах

3.3. Изучение динамики магнитного поля Солнца с использованием гармонического анализа

3.4. Особенности долготного распределения фотосферных магнитных полей из анализа динамики корональных дыр

3.5. Выводы к третьей главе

Глава

Смена знака общего магнитного поля Солнца

4.1. Процесс смены знака общего магнитного поля

Солнца

4.2. Смена знака общего магнитного поля Солнца и динамика распределения корональных дыр в 23-м цикле солнечней активности

4.3. Смена знака общего магнитного поля Солнца и динамика распределения корональных дыр в 21-м и 22-м циклах солнечной активности

4.4. Связь процесса смены знака общего магнитного поля Солнца с напряженностью магнитного поля на полюсах

4.5. Выводы к четвертой главе

Глава

Магнитные поля активных областей и сопоставление различных проявлений солнечной активности

5.1. Магнитные поля активных областей

5.2. Общие закономерности в различных явлениях солнечной активности

5.3. Анализ параметров солнечного ветра у орбиты

Земли

5.4. Выводы к пятой главе 175 Приложение

Солнечная вспышка 14 июля 2000 года. Численное моделирование возможности накопления энергии вспышки при изменении магнитных полей в активной области

П. 1.1. Постановка задачи

П.1.2. Описание численного метода

П. 1.3. Моделирование возникновения токового слоя вблизи особой линии магнитного поля а при изменении поля на фотосфере

П. 1.4. Создание токового слоя вблизи особой линии магнитного поля Ь

П.1.5. Образование токового слоя при погружении магнитного потока

П.1.6. Выводы к приложению

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Динамика фотосферных магнитных полей Солнца»

Важнейшей задачей исследования Солнца является построение единой теории солнечной активности. Существуют три группы теорий солнечных циклов. Первая, развиваемая со времен Р. Вольфа, утверждает, что солнечная активность обусловлена внешними воздействиями на Солнце со стороны планет. Вторая - тоже рассматривает, прежде всего, приливные воздействия планет на Солнце, однако основная причина солнечной активности лежит внутри самого Солнца, а планетные воздействия являются возмущающими факторами. Третья группа, доминирующая в настоящее время, исходит из того, что причину солнечной активности следует искать в самом Солнце и что внешние воздействия вряд ли имеют существенное значение.

Магнитные поля играют существенную, если не определяющую роль в формировании и динамике процессов солнечной активности. Изучение временных и пространственных вариаций магнитных полей как локальных, связанных с отдельными явлениями, так и общих, глобальных процессов в ходе цикла солнечной активности позволяет глубже понять природу цикличности солнечной активности. Солнечные магнитные поля имеют широкий пространственный и временной диапазон: от комплексов активности с напряженностью магнитного поля до нескольких кило Гаусс с потоком 1022 Мкс с характерным временем жизни в несколько месяцев, до магнитных полей так называемой "спокойной фотосферы" с характерными масштабами элементов порядка 1000 км и временем жизни 5 -г 10 минут.

Двадцатидвухлетний цикл солнечный активности по доступным нам наблюдениям выражается в смене знака общего магнитного поля Солнца, смене полярности ведущих и хвостовых пятен активных областей, в циклических изменениях различных образований солнечной атмосферы таких, например, как циклические изменения активных областей, волокон, вспышек, корональных дыр и т. п. Периоды этих явлений сдвинуты относительно друг друга и определенным образом коррелируют между собой, отражая процессы происходящие во внутренних слоях Солнца, недоступных прямым наблюдениям и являющихся первоисточником цикличности солнечной активности.

Солнечные пятна являются одним из наиболее изученных, хотя до конца и не понятных проявлений солнечной активности. История их наблюдений насчитывает более четырех веков. Собран огромный наблюдательный материал. По динамике чисел Вольфа, рассчитываемых по ежедневным наблюдениям пятен, изучается цикличность солнечной активности, строятся модели, прогнозируются будущие солнечные циклы. Магнитные поля солнечных пятен в активных областях содержат зоны с самыми высокими значениями напряженности магнитного поля на фотосфере. Их изменения, всплывание новых магнитных потоков или исчезновение существующих, вариации значений напряженности магнитного поля в активных областях, а также изменения расположения отдельных пятен, по-видимому, являются причиной такого яркого явления солнечной активности, имеющего большое значение в физике солнечно-земных связей, как вспышки. Согласно некоторым моделям, динамика поверхностных фотосферных магнитных полей и наблюдаемый характер глобального магнитного поля определяется магнитными полями активных областей. Процессами дифференциального вращения, меридиональных дрейфов, супергрануляционных движений они разрушаются и формируют фоновые магнитные поля. Теория солнечного динамо считает основной проблему источника зарождения активных областей и их динамики (Parker, [137]). Процесс смены знака магнитного поля Солнца на полюсах, согласно этой теории, есть результат меридиональной миграции диссипировавших магнитных полей хвостовых пятен к соответствующим полюсам. Однако наблюдения последних лет позволяют сделать выводы о более самостоятельной и значительной роли фоновых фотосферных магнитных полей. Анализ вращения этих магнитных структур выявил принципиальные различия в их поведении в ходе цикла солнечной активности. Весь магнитный цикл солнечной активности представляется результатом как самостоятельного развития, так и взаимного влияния этих полей. Делается вывод о том, что фоновые фотосферные магнитные поля не являются простым продуктом диссипации магнитных полей активных областей, а являются отражением глобальных процессов.

Распределения магнитных полей по широте и долготе и их изменения в ходе цикла солнечной активности являются неравномерными. Так активные области имеют тенденцию формироваться на определенных широтах, так называемых "широтах активных областей" ±(10° 4- 45°). Динамика пятнообразования в ходе цикла формирует знаменитые бабочки Маундера. При анализе долготного распределения были выявлены "активные долготы": долготные интервалы, характеризующиеся повышенной вероятностью формирования активных областей.

Целью данной работы является изучение и анализ структуры фотосферных магнитных полей Солнца на различных временных и пространственных масштабах и их изменений в ходе цикла солнечной активности, а также связь с различными проявлениями солнечной активности, такими как вспышки, корональные дыры, волокна. Проводится детальный анализ процесса смены знака общего магнитного поля Солнца. Представлены модельные расчеты отдельных явлений. Показано, что на фазе роста солнечной активности имеет место перестройка структуры распределения фоновых фотосферных магнитных полей от доминирования зонального, параллельного экватору, распределения фотосферных магнитных полей в минимуме и начале роста солнечной активности, к секторной, меридиональной структуре, в максимуме. Причем переход от доминирования одной структуры к другой происходит за короткий промежуток времени.

В настоящей работе динамика фоновых фотосферных магнитных полей рассматривалась как по прямым наблюдениям фотосферы, так и по трассерам таким, например, как корональные дыры. Выявлены различное их распределение по солнечному диску в ходе цикла солнечной активности и доминирующая роль фотосферных магнитных полей в процессе смены знака общего магнитного поля Солнца, играющего важную роль во всей эволюции глобального магнитного поля. Процесс смены знака общего магнитного поля, в настоящее время интерпретируется как образование униполярных зон магнитных полей новой полярности в экваториальных областях и их плавная миграция к полюсам противоположной полярности. В данной работе показано, что смена знака магнитного поля на полюсах Солнца происходит при доминировании секторной структуры и установлении двух чередующихся униполярных секторов с доминирующей положительной или отрицательной полярностью фотосферного магнитного поля в период максимума солнечной активности. В этих униполярных секторах происходит перераспределение положительных и отрицательных фотосферных магнитных полей, отражающее процесс смены знака общего магнитного поля Солнца.

Существует тесная, хотя и не ясная до конца, связь между изменениями структуры фотосферных магнитных полей и параметрами солнечного ветра у орбиты Земли. Многими исследователями большая роль в вопросах формирования и ускорения солнечного ветра отводится корональным дырам. Места их расположения связывают с районами формирования высокоскоростных потоков солнечного ветра, корональные дыры считаются источниками высокоскоростных геоэффективных потоков солнечного ветра. В отдельных работах делаются выводы о формировании и низкоскоростных потоков на границах корональных дыр. Изучение особенностей атмосферы Солнца в областях расположения корональных дыр на всех уровнях необходимо для выяснения природы формирования солнечного ветра и механизма его ускорения. Показано, что структура магнитных полей фотосферы в областях, соответствующих расположению корональных дыр, отличается от структуры магнитных полей невозмущенной фотосферы и что с ростом солнечной активности эти различия увеличиваются. Выявление источников как высокоскоростных, так и низкоскоростных потоков солнечного ветра, а также процесса его ускорения в атмосфере Солнца является одной из фундаментальных проблем физики Солнца. В работе выявлены те же периоды в параметрах солнечного ветра на орбите Земли, что найдены и для фотосферных магнитных полей. Изучение динамики различных структур фотосферного магнитного поля важно для всей физики солнечно-земных связей.

В данной работе проводится детальный анализ временного и пространственного распределения корональных дыр на поверхности солнечного диска на протяжении фазы роста активности и их связи с эволюцией активных областей, потока солнечного излучения на частоте 2800 МГц, среднего магнитного поля Солнца и тонкой структуры фотосферных магнитных полей за тот же период.

На примере реальной активной области NOAA 9077 решением системы трехмерных МГД уравнений показана возможность аккумуляции энергии ~ 5 х 1032 эрг в короне перед вспышкой 14 июля 2000. Наблюдаемое возрастание поля пятен привело к появлению вертикального токового слоя в окрестности особой линии магнитного поля. Сила магнитного натяжения ускоряет плазму вдоль слоя, что должно вызвать выброс корональной плазмы в межпланетное пространство, наблюдаемый при вспышке. Генерация протонов сверхвысоких энергий во время вспышки объясняется их ускорением в электрическом поле вдоль особой линии. Показана также возможность образования токового слоя при погружении магнитного потока под фотосферу.

Анализ наблюдений различных проявлений солнечной активности в различных диапазонах длинах волн, позволяет уточнять конфигурацию магнитного поля в данной области, что важно для понимания физических процессов, формирующих это явление, а также для построения общей картины распределения магнитных полей на поверхности Солнца и их динамики в ходе цикла солнечной активности.

Научная новизна

Впервые анализ фотосферных магнитных полей проводился на таком объеме данных - ежедневных данных магнитограмм полного диска Солнца в линии Fel Л = 8688 А, ежедневных данных по корональным дырам в линии Не1 Л = 10830 А, значений общего магнитного поля Солнца, потока солнечного излучения на частоте 2800 МГц, параметров активных областей, волокон, значений параметров солнечного ветра на орбите Земли.

Впервые показаны циклические изменения структуры фоновых фотосферных магнитных полей в ходе цикла солнечной активности, что говорит о необходимости учета циклических вариаций параметров структуры при анализе и сравнении различных явлений на фотосфере в различные моменты цикла солнечной активности. Показано, что поведение фоновых фотосферных магнитных полей на фазе роста солнечной активности различно в зависимости от широты их расположения.

При анализе структуры фотосферного магнитного поля в зонах расположения неполярных корональных дыр показано измененное состояние структуры магнитных элементов противоположных полярностей. Сравнение параметров структуры магнитного поля в зонах корональных дыр и свободных от них выявило их значительные отличия, а также различия в их изменениях на фазе роста солнечной активности.

Впервые на базе ежедневных данных проанализированы изменения числа и расположения на диске Солнца корональных дыр, отражающие динамику униполярных магнитных областей. Изменение их числа коррелирует с изменением чисел Вольфа. Выделены корональные дыры, формирование и эволюция которых связаны с активными областями, и не связанные с ними. Найдены три периода различного распределения неполярных корональных дыр по диску Солнца, наблюдающиеся в минимуме, на фазе роста, и в максимуме солнечной активности, отражающие перестройку структуры глобальных магнитных полей.

В работе выявлена глобальная перестройка структуры магнитных полей в ходе солнечного цикла от доминирующей в минимуме зональной к секторной в максимуме и на фазе спада солнечной активности, которая определяет изменение характера поведения всех процессов, происходящих как на фотосфере, так и в атмосфере Солнца. Причем переход от одной доминирующей структуры к другой происходит не плавно и постепенно, а скачкообразно, на протяжении 1-2 оборотов Солнца. Показывается, что секторная структура фоновых фотосферных магнитных полей, существующая на конечной стадии фазы роста и максимума солнечного цикла, является основой для смены знака общего магнитного поля Солнца. Впервые проводится детальный анализ динамики широтно-долготного распределения униполярных областей по корональным дырам внутри этих униполярных секторов. Показано, что перераспределение фотосферных магнитных полей положительной и отрицательной полярности в этих униполярных секторах ведет к смене знака общего магнитного поля Солнца.

Впервые проведен совместный корреляционный анализ большого числа индексов и параметров солнечной активности, таких как значения потока солнечного излучения на частоте 2800 МГц, числа корональных дыр, значения общего магнитного поля Солнца, параметров солнечного ветра.

При моделировании процесса накопления энергии во вспышечной области, впервые для конкретной активной области и вспышки, показана возможность накопления необходимой для этой вспышки энергии при определенной динамике фотосферных магнитных полей, а также впервые показана возможность формирования особых линий, где накопление энергии не происходит. Впервые численно моделируется образование токового слоя при погружении магнитного потока под фотосферу.

Впервые предложен практический метод определения конфигурации магнитного поля вблизи холодных волокон по наблюдениям в различных длинах волн в радиодиапазоне.

Научная и практическая ценность

Проведенный анализ магнитных полей Солнца на основе ежедневных магнитограмм и данных различных наземных и космических обсерваторий имеет важное значение для понимания процессов, происходящих в атмосфере Солнца, их влияния на околоземное пространство и понимание собственно природы цикличности солнечной активности. Показано, что фоновые фотосферные магнитные поля не являются просто остаточными полями распавшихся активных областей, а отражают глобальные процессы, происходящие во внутренних областях Солнца. Показано, что динамика этих полей имеет тесную связь с процессом смены знака общего магнитного поля Солнца. Параметры тонкой структуры магнитных полей так же имеют вариации в ходе цикла солнечной активности.

Выявленные различия структуры фотосферного магнитного поля в местах расположения корональных дыр и невозмущенной фотосферы и их изменения в ходе циклов солнечной активности важны для понимания природы формирования и ускорения высокоскоростных потоков солнечного ветра.

Выявленное изменение структуры распределения фотосферных магнитных полей в ходе цикла солнечной активности будет полезно при анализе других проявлений солнечной активности, которые в большинстве своем определяются этими магнитными полями, а также это важно для построения реалистичных моделей солнечного цикла. Найденные закономерности в поведении различных проявлений солнечной активности с учетом определяющего влияния перестройки структуры магнитного поля Солнца являются важными для прогнозирования солнечной активности с учетом реальных физических процессов, происходящих на Солнце.

Проведенные расчеты возможности накопления энергии вспышки в активной области NOAA 9077, произошедшей 14 июля 2000 года, показали наличие особой линии магнитного поля, где возможно накопление энергии необходимой для формирования токового слоя и вспышки, а также, возможно, и коронального выброса массы, что, безусловно, важно для понимания такого важного явления, как вспышки, и дальнейшего развития теории вспышечных процессов.

Исследование пространственного распределения интенсивности радиоизлучения холодного волокна в рамках обобщенной модели Киппенхана-Шлютера, на основе численного расчета радиоизлучения в сантиметровом диапазоне волн с использованием модели температурного переходного слоя Анзера и Хейнцеля показало, что вблизи волокна в депрессии (относительно уровня излучения спокойного Солнца) должны наблюдаться две симметричные полосы уярчения. Эффект доступен современным наблюдениям. Отсутствие полос при наблюдениях с достаточным угловым разрешением свидетельствует о реализации другого типа модели - с узким (ненаблюдаемым) температурным переходным слоем поперек магнитного поля, в частности, модели типа Куперуса-Рааду. Это позволяет по наблюдательным данным определять конфигурацию магнитного поля спокойных волокон.

Необходимо подчеркнуть, что данная работа выполнена по непосредственным результатам наблюдений. Достоверность и обоснованность результатов обеспечиваются большим объемом использованных наблюдательных данных, на которые не накладывались никакие предварительные теоретические предположения, и их тщательным анализом. Поскольку на исходные данные не накладывались никакие предварительные теоретические предположения, результаты, полученные в ней могут служить материалом для последующих теоретических разработок.

Личный вклад автора

При анализе структуры магнитных полей как активных областей, так и фоновых магнитных полей по прямым магнитографическим наблюдениям, а также и по трассерам, анализ всех наблюдательных данных, построение алгоритмов и программ их обработки осуществлялся автором самостоятельно.

В совместных работах автор принимал участие в формулировке задач, выполнении расчетов и анализе полученных результатов.

Апробация

Основные результаты, включенные в диссертацию, докладывались на конференциях:

Крупномасштабная структура солнечной активности: достижения и перспективы, ГАО РАН, Санкт - Петербург 2125 июня 1999 г. Конференция, посвященная 275-летию Российской академии наук и 160-летию Пулковской обсерватории;

Структура и динамика солнечной короны, Международная конференция по солнечной физике, посвященная памяти профессора Г.М. Никольского, Троицк 4-8 октября 1999 г.;

Солнце в максимуме активности и солнечно - звездные аналогии, ГАО РАН Пулково, Санкт - Петербург, 17-22 сентября 2000 г.;

European Astronomy at the Turn of the Millennium. Joint European and National Astronomical Meeting, Moscow Russia, May 29 - June 3, 2000 г.;

Солнце в эпоху смены знака магнитного поля, ГАО РАН, Пулково, Санкт - Петербург, 28 мая - 1 июня 2001 г.;

Всероссийская астрономическая конференция, Санкт Петербург, 6-12 августа 2001 г.;

XXV АппатитскиЙ ежегодный семинар "Физика авроральных явлений", 26 февраля - 1 марта 2002 г.;

Научная конференция: "Международное сотрудничество в области астрономии: состояние и перспективы", Москва, 25 мая -2 июня 2002 г.;

Научная конференция стран СНГ и Прибалтики: "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 1-6 июля 2002 г.;

Международная конференция: "Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля Солнца", ГАО РАН Пулково, Санкт-Петербург, 17 - 22 июня 2002 г.

Все результаты опубликованы в периодических астрономических изданиях.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав, двух приложений, заключения и списка литературы. Полный объем диссертации - 231 страница, включая 55 рисунков. Список литературы насчитывает 165 наименований.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Биленко, Ирина Антоновна

П.2.2. Выводы к приложению 2

Проведенный расчет распределения яркостной температуры радиоизлучения в окрестности холодного волокна для обобщенной модели Киппенхана-Шлютера с использованием параметров температурной переходной области, рассчитанной Анзером и Хейнцелем, показал, что в этой модели должен иметь место эффект уярчения. Наличие протяженной температурной переходной области, обусловленной высокой электронной теплопроводностью в этой модели, приводит к значительному уярчению относительно излучения спокойной короны в микроволновом диапазоне. Показано, что при наблюдении волокна на диске в депрессии (относительно уровня излучения спокойного Солнца) должны наблюдаться две симметричные полосы уярчения. Эффект доступен наблюдениям на современных инструментах. Следует отметить, что в расчетах использованы наиболее "жесткие" условия параметров: так плотность корональной плазмы является одной из самых низких из существующих моделей. Увеличение плотности возмущенной области увеличивает эффект уярчения. Наличие разреженной полости вокруг волокна может "отдалить" полосу от волокна.

Наблюдение этого эффекта будет свидетельствовать о реализации модели волокна Киппенхана-Шлютера. Вполне вероятно, что радиополосы уярчения, наблюдаемые Зандановым, Лесовым и Ураловым (Занданов, Лесовой, Уралов, [18]), объясняются обсуждаемым эффектом.

Отсутствие эффекта уярчения в радионаблюдениях может свидетельствовать о реализации других типов моделей волокна (типа Куперуса-Рааду) с узким (практически ненаблюдаемым) температурным переходным слоем, обусловленным пониженной теплопроводностью плазмы поперек магнитного поля волокна.

Заключение

Проведенное исследование позволяет сделать вывод о том, что структура фоновых магнитных полей в ходе циклов солнечной активности имеет различную динамику на разных широтах. Она определяется изменением распределения активных областей и в еще большей степени - корональных дыр. На широтах активных областей она коррелирует с числами Вольфа, отражая рост пятенной активности Солнца на фазе роста солнечной активности, а в области экватора в большей степени с числом низкоширотных корональных дыр.

Проведенный анализ структуры магнитных элементов фотосферного магнитного поля позволяет сделать вывод о том, что структура фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр и свободных от них различна. Отличается также и динамика фотосферных магнитных полей в областях расположения корональных дыр и областях свободных от них в ходе цикла солнечной активности. Это свидетельствует о том, что корональные дыры не являются чисто корональными образованиями. Области, которые в короне регистрируются как зоны с пониженным излучением в ультрафиолетовом, рентгеновском и микроволновом диапазонах, характеризуются также и измененной структурой магнитного поля в подстилающей фотосфере.

Рассмотренная динамика корональных дыр позволяет разделить неполярные корональные дыры на корональные дыры, связанные с активными областями, и корональные дыры, связанные с униполярными фоновыми фотосферными магнитными полями. Рост как общего числа неполярных корональных дыр, так и отдельно корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, регистрируемым каждый день, коррелирует с ростом чисел Вольфа, хотя далеко не все корональные дыры связаны с активными областями. Возникновение и эволюция корональных дыр, связанных с активными областями, определяется процессами, происходящими в активных областях, динамикой магнитных полей этих активных областей. Они вращаются с теми же скоростями, что и активные области, к которым они относятся. Корональные дыры униполярных фоновых фотосферных магнитных полей характеризуются более твердотельным вращением. Их формирование и динамика определяются глобальными магнитными полями. Поведение корональных дыр, связанных в своей эволюции с активными областями и не связанных с ними различно, что дает основание для разделения неполярных корональных дыр на два класса: корональные дыры, генетически связанные с активными областями, и корональные дыры, связанные с униполярными областями фоновых магнитных полей.

Найдены три периода в распределении неполярных корональных дыр по солнечному диску, отражающие изменение распределения фоновых фотосферных магнитных полей. В минимуме активности они располагаются в районе экватора, и корональные дыры, соответствующие фотосферным магнитным полям положительной полярности, мигрируют в направлении южного полюса, а отрицательной - северного. В течение второго периода соблюдается правило соответствия полярностей: корональные дыры располагаются, в основном, на широтах активных областей, и их полярность соответствует знаку поля на полюсе соответствующей полусферы. В течение третьего периода устанавливается режим чередования долготных интервалов, занятых корональными дырами, соответствующими либо положительным, либо отрицательным фотосферным магнитным полям, и устанавливается секторная структура распределения фотосферных магнитных полей. Динамика корональных дыр отражает перераспределение положительных и отрицательных фотосферных магнитных полей внутри этих секторов. Все эти изменения отражают изменение распределения фотосферных магнитных полей от доминирования зональной структуры в минимуме солнечной активности к доминированию секторной структуры в максимуме и на фазе спада солнечной активности.

Режим чередования корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, отражает секторную структуру магнитного поля. Эта структура устанавливается в северной и южной полусферах в разное время. В северной полусфере она наблюдается с ноября 1998 г., а в южном -с октября 1997 г. Хотя значения напряженности магнитного поля на полюсах малы по сравнению со значениями напряженности в активных областях, изменения их в ходе цикла солнечной активности свидетельствуют о том, что они являются его важной компонентой. Первый период распределения корональных дыр совпадает с максимальным значением напряженности магнитного поля на полюсах. Он продолжается до середины 1997 года, когда напряженность поля на полюсах начинает уменьшаться, и устанавливается секторная структура. Вблизи максимума солнечного цикла значения напряженности магнитного поля на полюсах имеют минимальное значение, и происходит смена знака общего магнитного поля Солнца. Переход от зональной структуры распределения магнитных полей к секторной происходит за короткий промежуток времени, примерно в течение 1-2 оборотов Солнца. Конфигурация магнитного поля переходит от доминирующей дипольной структуры, почти параллельной оси вращения Солнца, к сильно наклоненному диполю и мультиполю высокой степени в максимуме. Динамика корональных дыр отражает эту перестройку структуры магнитного поля.

Динамика корональных дыр, соответствующих динамике фоновых фотосферных магнитных полей, выявляет связь в ходе цикла солнечной активности со сменой знака магнитного поля Солнца на полюсах. Смена знака общего магнитного поля Солнца происходит в максимуме солнечной активности во время доминирования секторной структуры магнитного поля. Активная фаза процесса смены знака общего магнитного поля Солнца происходит при существовании двух униполярных секторов неполярных корональных дыр. Внутри этих секторов происходит перераспределение униполярных областей положительной (в положительном униполярном секторе) и отрицательной (в отрицательном униполярном секторе) полярности между северным и южным полушариями Солнца, сопровождаемое увеличением площадей неполярных корональных дыр, соответствующих магнитным полям новой полярности данного полюса, ведущее к смене доминирующей полярности фотосферного магнитного поля на полюсах Солнца. Наблюдается как бы смещение максимума распределения корональных дыр каждой полярности и их площадей по направлению к полюсам новой полярности. Это свидетельствует о том, что смена знака магнитного поля Солнца есть результат глобальных процессов эволюции магнитных полей Солнца, а не меридиональной миграции диссипировавших магнитных полей хвостовых пятен активных областей.

Изучение долготного распределения корональных дыр в течение рассматриваемого периода приводит к заключению о том, что корональные дыры в течение всего рассматриваемого периода располагались не случайным образом. Корональные дыры, соответствующие фотосферным магнитным полям отрицательной полярности, имели тенденцию концентрироваться, главным образом, на одних долготных интервалах, а положительных -на других. Эти униполярные долготные структуры чередуются. Причем, на протяжении 1997 - 1999 годов существовало две положительных и две отрицательных униполярных структуры. С конца 1999 года формируются две униполярных структуры: одна, отражающая распределение корональных дыр, соответствующих положительным фотосферным магнитным полям и другая -отрицательным. Этот момент соответствует моменту начала доминирования секторных гармоник. С конца 2000 года долготные интервалы расположения центров корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям изменяются. Выделенные долготные интервалы доминирования неполярных корональных дыр, соответствующих положительным и отрицательным фотосферным магнитным полям, существуют на протяжении всего рассматриваемого периода с 1976 по 2001 год включительно, и они сдвинуты относительно друг друга. Неполярные корональные дыры, имеющие наибольшие площади, локализуются в областях выявленных компактных долготных структур в распределении корональных дыр.

Динамика корональных дыр на протяжении 21-го, 22-го и первой половины 23-го солнечных циклов показывает, что их эволюция является частью общих эволюционных процессов, отражающих изменения структуры глобального магнитного поля Солнца в ходе циклов солнечной активности. Особенности поведения корональных дыр, не связанных с активными областями и отражающих динамику фоновых фотосферных магнитных полей, могут служить подтверждением заключения о том, что фоновые магнитные поля не являются простым продуктом диффузии активных областей.

Изменения полярных и неполярных корональных дыр тесно связаны между собой. Отростки от полярных корональных дыр часто направлены к неполярным корональным дырам, соответствующим фотосферным магнитным полям той же полярности, расположенным на низких широтах или даже в другом полушарии. Иногда части от полярных корональных дыр отделяются и формируют отдельную независимую неполярную корональную дыру. Наблюдаются также и процессы объединения независимой неполярной корональной дыры с полярной. Рассмотрение динамики полярных и неполярных корональных дыр приводит к заключению, что они имеют общую природу.

Динамика корональных дыр показывает, что их эволюция является частью общих эволюционных процессов, отражающих изменения магнитного поля Солнца в ходе цикла солнечной активности. Все это говорит о том, что динамика фотосферных магнитных полей, проявляющаяся в поведении корональных дыр, является частью более фундаментальных процессов.

Все рассмотренные явления солнечной активности, при всем различии их проявлений, связи с магнитными полями различных пространственных и временных масштабов, выявляют общие периоды в смене характера своего поведения. Это говорит о едином механизме регуляции цикличности солнечной активности. Так, рассмотрение положения точек Козика-Чистякова показывает, что они совпадают с найденными в данной работе переломными моментами в поведении магнитного поля Солнца, динамикой зональных и секторных структур.

На основании проведенного исследования фоновых фотосферных магнитных полей как по изучению прямых магнитограмм Солнца, так и с использованием корональных дыр в качестве трассеров униполярных фотосферных магнитных полей, а также магнитных полей активных областей, их динамики в ходе циклов солнечной активности можно сделать заключение о том, что фоновые фотосферные магнитные поля не являются просто продуктом диссипации и миграции распадающихся магнитных полей активных областей. Выявленная динамика фоновых фотосферных магнитных полей резко отличается от известной эволюции активных областей в ходе циклов солнечной активности. Для активных областей характерно появление в минимуме активности на широтах ±45°. С ростом солнечной активности зоны пятен смещаются по направлению к экватору до широт ±15°, а последние пятна цикла наблюдаются на широтах ±8°. Униполярные же фоновые магнитные поля, судя по динамике корональных дыр, в минимуме активности концентрируются на низких широтах в районе экватора. На фазе роста солнечной активности они, в основном, наблюдаются на широтах активных областей, отражая зональную структуру фотосферного магнитного поля. С переходом от зональной структуры магнитного поля к секторной в максимуме солнечной активности униполярные фотосферные магнитные поля формируют чередующиеся сектора положительной и отрицательной полярности. Перестройка их структуры в ходе цикла солнечной активности с зональной на секторную и ведущее к смене знака общего магнитного поля Солнца их перераспределение внутри этих секторов свидетельствует о том, что они являются отражением общих глобальных процессов, регулирующих всю солнечную активность.

Согласно проведенному исследованию картина изменения магнитных полей в ходе циклов солнечной активности представляется следующей: имеется практически неизменное с циклом фоновое поле с грануляционной и супергрануляционной структурой. В практически "чистом" виде его можно выделить в минимуме на диске Солнца и на фазе роста солнечной активности в области экватора. В это время активные области и корональные дыры на экваторе не наблюдаются. С ростом солнечной активности на широтах активных областей на это фоновое поле накладываются магнитные поля всплывающих и диссипирующих магнитных потоков, достигающих в пятнах максимальных значений. Второй составляющей являются униполярные фоновые магнитные поля со значениями напряженности магнитного поля до сотен Гаусс. Динамика этих полей отражает 22-х летний цикл магнитной активности Солнца и процесс смены знака общего магнитного поля. Третьей составляющей являются магнитные поля активных областей, достигающие значений в несколько кило Гаусс. С этими полями связаны такие проявления солнечной активности как вспышки, корональные выбросы массы. Динамика и взаимодействие всех этих магнитных полей в ходе циклов солнечной активности и определяет видимую структуру солнечного магнитного поля. Источники этих полей различны, но существует некий единый механизм, определяющий характер их поведения и резкого изменения.

В заключение хочу выразить искреннюю благодарность моему научному руководителю доктору физ.-мат. наук Филиппову Б.П. за внимание к моей работе и помощь в решении многих проблем. Я благодарна заведующему Майданакской лаборатории

ГАИШ Артамонову Б.П. за оказываемую им мне всестороннюю помощь и поддержку. Я искренне признательна своим соавторам по научным публикациям: Ковалеву В.А., Кононовичу Э.В., Подгорному А.И. и Подгорному И.М.; а также профессору Веселовскому И.С. за ценные обсуждения. Хочу выразить свою благодарность сотрудникам Майданакской лаборатории Кравцову В.В. и Гусеву А.С. за доброжелательные консультации и поддержку. Я благодарна Дж. Тодцу Хоексеме за предоставленные значения гармонических коэффициентов магнитного поля Солнца и У. Анзеру, любезно предоставившему данные своей модели переходной области волокна. В работе использованы данные Национальной солнечной обсерватории Китт Пик, полученные совместно с NSF/NOAO, NASA/GSFC, и NOAA/SELL, данные солнечной обсерватории "Wilcox"(США), космических аппаратов "Wind", "Yohkoh" и центра геофизических данных.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Биленко, Ирина Антоновна, 2003 год

1. Ананьев И.В., Обридко В.Н., "Исследование периодов вращения фотосферных магнитных полей в 20-22 циклах", Астрономический журнал, 1999, т.76, N.12, с.942.

2. Беневоленская Е.Е., "Структура магнитного цикла Солнца", Астрономический журнал, 1994, т.20, N.7, с.551.

3. Бадалян О.Г., Обридко В.Н., Рыбак Я., Сикора Ю., "Северо-южная асимметрия солнечной активности", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт-Петербург, 2001, с.ЗЗ.

4. Биленко И.А., "Динамика структуры магнитного поля в солнечном ветре и ее связь с корональными процессами", трудынаучной конференции стран СНГ и Прибалтики: "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 2002, с.144.

5. Биленко И.А., Ковалев В.А., "О формировании радиополос уярчения вблизи холодных волокон на Солнце", Письма в Астрономический журнал, 2002, т.28, N.3, с.195.

6. Биленко И.А., Кононович Э.В., "Исследование тонкой структуры магнитного поля в областях дислокации экваториальных корональных дыр за период 1996-1999 гг.", труды международной конференции: "Структура и динамика солнечной короны", Троицк, 1999, с.34.

7. Биленко И.А., "Структура и динамика распределения корональных дыр и фотосферных магнитных полей, и смена знака магнитного поля Солнца", сборник трудов конференции: Солнце в эпоху смены знака магнитного поля. ГАО РАН, Пулково, Санкт Петербург 2001, с.49.

8. Брей Р. и Лоухед Р., "Солнечные пятна", 1967, Москва, Мир.

9. Васильева В.В., Макаров В.И., Тлатов А.Г., "Циклы вращения магнитного поля Солнца и его активности", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт-Петербург, 2001, с.79.

10. Вальдмайер М., "Результаты и проблемы исследования Солнца", 1950, Москва, Иностранная литература.

11. Витинский Ю.И., "Цикличность и прогнозы солнечной активности", 1973, Москва, Наука, с.101.

12. Витинский Ю.Н., Ихсанов Р.Н., "Некоторые особенности тонкой структуры дифференциального вращения Солнца", Солнечные данные, 1972, N.6, с.99.

13. Витинский Ю.И., Копецкий М., Куклин Г.В., "Статистика пятнообразовательной деятельности Солнца", 1986, Москва, Наука.

14. Гопасюк С.И., Огирь М.Б., Северный А.В., Шапошникова Е.Ф., "Структура магнитных полей и ее изменения в районе солнечных вспышек", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 1963, т.29, с.15.

15. Иванов Е.В., "О пространственно-временном распределении факелов и солнечных пятен", Солнечные данные, 1986, N.7, с.61.

16. Иванов Е.В., "О связи межпланетного магнитного поля с крупномасштабным распределением солнечных магнитных полей", Солнечные данные, 1987, N.1, с.59.

17. Иванов Е.В., "Крупномасштабная организация солнечных магнитных полей", Известия академии наук, серия физическая, 1995, т.59, N.7, с.29.

18. Касинский В.В., "Дифференциальное вращение и крутильные колебания в 21-23 солнечных циклах по хромосферным трассерам", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт -Петербург, 2001, с. 189.

19. Кичатинов JI.JL, "Генерация крупномасштабных магнитных полей молодых звезд солнечного типа", Астрономический журнал, 2001, т.78, N.10, с.934.

20. Ковалев В.А., "О тепловом балансе и радиоизлучении холодных волокон на Солнце", Письма в Астрономический журнал, 1994, т.20, N.8, с.603.

21. Коваль А.Н., Степанян Н.Н., "Изменение магнитных полей пятен на двух уровнях в связи с развитием магнитных областей", Солнечно-Земная физика, Москва, ИЗМИРАН, 1972, вып.З, с.210.

22. Козик С.М., "К вопросу об индексе солнечной активности", Астрономический журнал, 1946, т.23, N.4, с.215.

23. Козик С.М., "Общий вид одиннадцатилетнего цикла пятнообразовательной деятельности Солнца", Астрономический журнал, 1949, т.26, N.1, с.28.

24. Козлова Л.М., Сомов Б.В., "Изменения интенсивности линии Не1 10830 А в ходе солнечного цикла", Астрономический журнал, 1998, т.75, N.4, с.598.

25. Козлова Л.М., Сомов Б.В., "Исследование корональных дыр по наблюдениям в ИК линиях Не1 и водородной линии На Астрономический журнал, 2000, т.77, N.6, с.460.

26. Козлова Л.М., "Хромосферная сетка по наблюдениям в ИК линии Не1 10830 А", в трудах ГАИШ, t.LXXI, "Физика Солнца и космическая электродинамика", 2001, с.199.31. под. ред. Койпера Дж., "Солнце", Москва, Иностранная литература, 1957.

27. Котов В.А., Степанян Н.Н., Щербакова З.А., "Роль фонового магнитного поля и полей активных областей и пятен в общем магнитном поле Солнца", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 1977, t.LVI, с.75.

28. Котов В.А., "Вращение Солнца и вращение его общего магнитного поля", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 1987, т.77, с.39.

29. Котов В.А., "Общее магнитное поле Солнца как звезды", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 1994, т.91, с.124.

30. Котов В.А., Ханейчук В.И., Цап Т.Т., "О магнитном поле Солнца перед максимумом 23-го цикла", Изв. Крымск. астрофиз. обсерв., 2001, т.97, с.60.

31. Куклин Г.В., Обридко В.Н., "Проблема адекватного описания солнечного цикла", Известия академии наук, серия физическая, 1995, т.59, N.7, с.12.

32. Макаров В.И., Тлатов А.Г., "Крупномасштабное магнитное поле Солнца и 11-летние циклы активности", Астрономический журнал, 2000, т.77, N.11, с.858.

33. Маланушенко Е.В., "Обнаружение корональных дыр по наблюдениям в линии Не1 10830 А", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 1995, т.89, с.22.

34. Маланушенко Е.В., Степанян Н.Н., "Наблюдения Солнца в линии Не1 1083 нм в КрАО в 1999-2000 годах. Солнечная вспышка в июне 2000 г. и разрушение корональной дыры в ноябре 1999 г.", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 2001, т.97, с.69.

35. Маланушенко Е.В., "Исследование атмосферы Солнца в области корональных дыр", диссертация на соискание ученой степени кандидата физ.-мат. наук, Санкт-Петербург, 2001.

36. Милецкий Е.В., Наговицын Ю.А., "Северо-южная асимметрия солнечной активности и эпохи смены знака полярного магнитного поля Солнца", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт-Петербург, 2001, с.284.

37. Мордвинов А.В., Плюснина JI.A., "Когерентные структуры в динамике крупномасштабного магнитного поля Солнца", Астрономический журнал, 2001, т.78, N.8, с.753.

38. Обридко В.Н., "Солнечные пятна и комплексы активности", Москва, Наука, 1985.

39. Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д., "Корональные дыры и фотосферные магнитные поля", Астрономический журнал, 1990, т.67, N.4, с.890.

40. Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д., "Крупномасштабное магнитное поле на Солнце: экваториальная область", Астрономический журнал, 2000, т.77, N.2, с.124.

41. Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д., "Крупномасштабное магнитное поле на Солнце: зависимость от широты", Астрономический журнал, 2000, т.77, N.4, с.ЗОЗ.

42. Подгорный А.И., Подгорный И.М., "Численное МГД-моделирование образования послевспышечных петель", Астрономический журнал, 1998, т.75, N.1, с.132.

43. Подгорный А.И., Подгорный И.М., "Моделирование солнечной вспышки при всплывании нового магнитного потока", Астрономический журнал, 2001, т.78, N.1, с.71.

44. Подгорный И.М., Подгорный А.И. и Биленко И.А., "Солнечная вспышка Бастилия. Численное моделирование", труды научной конференции стран СНГ и Прибалтики: "Активные процессы на Солнце и звездах", Санкт-Петербург, 2002, с.233.

45. Подгорный И.М., Подгорный А.И. и Биленко И.А., "Солнечная вспышка Бастилия. Численное моделирование", Известия АН Серия физическая, 2003, т.67, N.3, с.405.

46. Ривин Ю.Р., Обридко В.Н., "Частотный состав многолетних изменений магнитного поля Солнца как звезды", Астрономический журнал, 1992, т.69, N.5, с.1083.

47. Северный А.Б., "Проявление вспышек в нейтральных точках магнитного поля Солнца и пинч-эффект", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 1958, т.20, с.22.

48. Северный А.Б., "Расположение сильных вспышек в магнитных полях групп пятен", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 1963, т.36, с.161.

49. Северный А.Б., "Исследование магнитных полей, связанных со вспышками на Солнце", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 1969, т.22, с.12.

50. Степанян Н.Н., "Корональные дыры: проблемы и наблюдения", Известия академии наук, Серия физическая, 1995, т.59, с.63.

51. Степанян Н.Н., Маланушенко Е.В., "Связь корональных дыр с окружающими магнитными полями", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 2001, т.97, с.76.

52. Тлатов А.Г., "Модель регенерации магнитного поля Солнца с учетом циркуляции вещества в конвективной зоне", Астрономический журнал, 1997, т.74, N.3, с.448.

53. Филиппов Б.П., Шилова Н.С., "Корональные дыры с седловой структурой по данным наблюдений Yohkoh", Радиофизика, 1996, т.39, N.10, с.1275.

54. Филиппов Б.П., Ден О.Г., "Высота протуберанцев и вертикальный градиент магнитного поля", Письма в Астрономический журнал, 2000, т.26, N.5, с.384.

55. Ханейчук В.И., "Вращение общего магнитного поля Солнца, 1968-1996 гг.", Астрономический журнал, 1999, т.76, N.5, с.385.

56. Ханейчук В.И., "Вариации общего магнитного поля Солнца: вращение и 22-летний цикл", Изв. Крым, астрофиз. обсерватории, 2000, т.96, с. 176.

57. Чистяков В.Ф., "К вопросу о циркуляционной природе 11-летних циклов солнечной активности", Астрономический журнал, I960, т.37, N.3, с.425.

58. Чистяков В.Ф., "Переломные точки в развитии 11-летних циклов солнечной активности", Известия ГАО в Пулкове, 1965, т.24, N.178, с.60.

59. Шпитальная А.А., Макаров В.И., Ден О Ен, "Сильные магнитные поля в полутени и в области яркого моста в большой августовской группе 1972 г.", Солнечные данные, 1973, N.2, с.73.

60. Abramov-Maksimov V.E., Vyalshin G.F., Gelfreikh G.B., and Shatilov V.I., "Magnetic Fields of Sunspots Based on Combined Optical and Radio Observations", Solar Physics, 1996, V.164, p.333.

61. Altschuler M.D. and Newkirk G.Jr., "Magnetic Fields and the Structure of the Solar Corona", Solar Physics, 1969, V.9, p.131.

62. Altschuler M.D., Trotter D.E., Newkirk G.Jr., and Howard R., "Tabulation of the Harmonic Coefficients of the Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 1975, V.41, p.225.

63. Altschuler M.D., Levine R.H., Stix M., and Harvey J.W., "High Resolution Mapping of the Magnetic Field of the Solar Corona", Solar Physics, 1977, V.51, p.345.

64. Antonucci E., Hoeksema J.Т., and Scherrer P.H., "Rotation of the Photospheric Magnetic Fields A North-South Asymmetry", As-trophysical Journal, 1990, V.360, p.296.

65. Anzer U. and Heinzel P., "The Energy Balance in Solar Prominences", Astronomy and Astrophysics, 1999, V.349, p.974.

66. Arena P, Landi E. degl'Innocenti, and Noci G., "Velocities and Magnetic Fields Observed in a Sunspot", Solar Physics, 1990, V.129, p.259.

67. Belenko I.A., "Coronal Hole Evolution During 1996-1999", Solar Physics, 2001, V.199, p.23.

68. Bilenko I.A., Podgorny A.I., and Podgorny I.M., "The Possibility of Energy Accumulation in a Current Sheet Above the NOAA 9077 Active Region Prior to the Flare on 14 July 2000", Solar Physics, 2002, V.207, p.323.

69. Bilenko I.A., "Coronal Holes and the Solar Polar Field Reversal", Astronomy and Astrophysics, 2002, V.396, N.2, p.657.

70. Birn J. and Hesse M., In Phys. of Magnetospheric Flux Rope. Ed. by С. T. Russel, E. R. Priest, L. C. Lee., Geophys Mon. AGU., 1990, V.58, p.655.

71. Bohlin, J.D., "Extreme-ultraviolet observations of coronal holes. I -Locations, sizes and evolution of coronal holes, June 1973-January 1974", Solar Physics, 1977, V.51, p.377.

72. Bohlin J.D. and Sheeley Jr., N.R., "Extreme ultraviolet observations of coronal holes. II Association of holes with solar magnetic fields and a model for their formation during the solar cycle ", Solar Physics, 1978, V.56, p.125.

73. Bravo S. and Stewart G.A., "The Correlation Between Sunspot and Coronal Hole Cycles and a Forecast of the Maximum of Sunspot Cycle 23", Solar Physics, 1997, V.173, p.193.

74. Bumba V., Klvana M., and Sykora, J. "Coronal Holes and Their Relation to the Background and Local Magnetic Fields", Astronomy and Astrophys, 1995, V.298, p.923.

75. Bumba V. and Howard R., "Large-Scale Distribution of Solar Magnetic Fields", Astrophysical Journal, 1965, V.141, p. 1502.

76. Callebaut D.K., Makarov V.I., and Tlatov A.G., "Pole-Ward Motion and Recoils of the Boundaries of Unipolar Regions", труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт Петербург, 2001, с.227.

77. Chapman S. and Bartels J., "Geomagnetism", Oxford Univ. Press., 1940, V.2.

78. Chiuderi C. and Chiuderi Drago F., "Energy Balance in the Prominence-Corona Transition Region", Solar Physics, 1991, V.132, p.81.

79. Cox D.P. and Tucker W.H., "Ionization Equilibrium and Radiative Cooling of a Low-Density Plasma", Astrophysical Journal, 1969, V.157, c.1157.

80. DorotoviC I., "Area of Polar Coronal Holes and Sunspot Activity: years 1939-1993", Solar Physics, 1996, V.167, p.419.

81. Dryer M., Andrews M. D., Aurass H., et al., "The Solar Minimum Active Region 7978, Its X2.6/1B Flare, CME, and Interplanetary Shock Propagation of 9 July 1996", Solar Physics, 1998, V.181, p.159.

82. Erofeev D.V., "The Relationship Between Kinematics and Spatial Structure of the Large-Scale Solar Magnetic Field", Solar Physics, 1997, V.175, p.45.

83. Fox P., Mcintosh P., and Wilson P.R., "Coronal Holes and the Polar Field Reversal", Solar Physics, 1998, V.177, p.375.

84. Fraazer E.N. and Stenflo J.O., "On the Small-Scale Structure of Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 1972, V27, p.330.

85. Harvey K.L., Sheeley N.R.Jr., and Harvey J.W., "Magnetic Measurements of Coronal Holes During 1975-1980", Solar Physics, 1982, V.79, p.149.

86. Hiei E. and Hundhausen A.J., In Magnetospheric Phenomena in the Solar Atmosphere Prototypes of Stellar Magnetic Activity. Ed. Y. Uchida, T. Kosugi, H. Hudson, IAU, Kluwer Ac. Publ. Dordrecht, 1996, p.125.

87. Hoeksema J.T. and Scherrer P.H., "Rotation of the Coronal Magnetic Field", Astrophysical Journal, 1987, V.318, p.428.

88. Howard R.F., "The Magnetic Fields of Active Regions. I Data and First Results", Solar Physics, 1989, V.123, p.271.

89. Howard R.F., "Solar Active Regions as Diagnostics of Subsurface Conditions", Annu. Rev. Astron. Astrophys., 1996, V.34, p.75.

90. Howard R. and Harvey J.W., "Spectroscopic Determinations of Solar Rotation", Solar Physics, 1970, V.12, p.23.

91. Howard, R. and La Bonte, B.J., "The Sun is Observed to be a Torsional Oscillator with a Period of 11 Years", Astrophys. J., 1980, V.239, p.L33.

92. Howard R. and Labonte B.J., "Surface Magnetic Fields During the Solar Activity Cycle", Solar Physics, 1981, V.74, p.131.

93. Howard R.F. and Stenflo J.O., "On the Filament Nature of Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 1972, V.22, p.402.

94. Ikhsanov R.N. and Ivanov V.G., "Properties of Space and Time Distribution of Solar Coronal Holes", Solar Physics, 1999, V.188, p.245.

95. Insley J. E., Moore V., and Harrison R.A., "The Differential Rotation of the Corona as Indicated by Coronal Holes", Solar Physics, 1995, V.160, p.l.

96. Insley J.E., Moore V., and Harrison R.A., "First Observations of Coronal Hole Structure and Evolution Using SOHO-CDS", Solar Physics, 1997, V.175, p.437.

97. Ivanov E.V., "Two Systems in Large-Scale Organization of Solar Activity and Their Relations to Quasi-Biennial Oscillations and Oscillations With a Period of 5-6 Rotatios in the Sun", Proc. of the 1992 STEP Symp./5th COSPAR Colloq., 1994, N.5, p. 133.

98. Ivanov E.V. and Obridko V.N., "Zonal Structure and Meridional Drift of Large-Scale Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 2002, V.206, p.l.

99. Ivanov E.V., Obridko V.N., and Ananyev I.V., "Sector Structure, Rotation, and Cyclic Evolution of Large-Scale Solar Magnetic Fields", Solar Physics, 2001, V.199, p.405.

100. Jones H.P., Duvall T.L., Harvey J.W., Mahaffey C.T., Schwit-ters J.D., and Simmons, J.E., "The NASA/NSO Spectromagneto-graph", Solar Physics, 1992, V.139, p.211.

101. Kippenhahn R. and Scluter A., "Eine Theorie der Solaren Fila-mente. Mit 7 Textabbildungen", Z. Astrophys., 1957, V.43, p.36.

102. Klein K.L., Trottet G., Lantos P., and Delaboudiniere J.P., "Coronal Electron Acceleration and Relativistic Proton Production During the 14 July 2000 Flare and CME", Astronomy and Astrophysics, 2001, V.373, p.1073.

103. Komm R.W., Howard R.W., and Harvey J.W., "Characteristic Size and Diffusion of Quiet Sun Magnetic Patterns", Solar Physics, 1995, V.158, p.213.

104. Koutchmy S. and Stellmacher G., "Photospheric Faculae. II Line Profiles and Magnetic Field in the Bright Network of the Quiet Sun", Astronomy and Astrophysics, 1978, V.67, p.93.

105. Kul£r L. and S^kora J., "Distribution of Coronal Holes Over the Solar Surface 1970-1991", Contrib. Astron. Obs. Skalnate Pleso, 1995, V.24, p.79.

106. Kuperus M. and Raadu M.A., "The Support of Prominences Formed in Neutral Sheets", Astronomy and Astrophysics, 1974, V.31, p.189.

107. La Bonte B.J. and Howard R., "Torsional Waves on the Sun and the Activity Cycle", Solar Physics, 1982, V.75, p.161.

108. Levine R.H., "Evolution of Photospheric Magnetic Field Patterns During Skylab", Solar Physics, 1977, V.54, p.327.

109. Levine R.H., "Open Magnetic Fields and the Solar Cycle. I Photospheric Sources of Open Magnetic Flux", Solar Physics, 1982, V.79, p.203.

110. Lin Y., Solar Coronal Structures, IAU Coll. 144, (ed. Russin V., Heinzel P., Vial J.C.), Slovakia: VEDA, 1994, p.41.

111. Livingston W.C., "On the Differential Rotation with Height in the Solar Atmosphere", Solar Physics, 1969, V.9, p.448.

112. Liu Y. and Zhang H., "Relationship Between Magnetic Field Evolution and Major Flare Event on July 14, 2000", Astronomy and Astrophysics, 2001, V.372, p.1019.

113. McKenzie J.F., Banaszkiewicz M., and Axford W.I., "Acceleration of the High Speed Solar Wind", Astronomy and Astrophysics, 1995, V.303, N.3, p.45.

114. Makarov V.I., Fatianov M.P., and Sivaraman K.R., "Poleward Migration of the Magnetic Neutral Line and the Reversal of the Polar Fields on the Sun. I Period 1945-1981", Solar Physics, 1983, V.85, p.215.

115. Makarov V.I. and Sivaraman K.R., "Poleward Migration of the Magnetic Neutral Line and the Reversal of the Polar Fields on the Sun. II Period 1904-1940", Solar Physics, 1983, V.85, p.227.

116. Makarov V.I. and Sivaraman K.R., "Evolution of Latitude Zonal Structure of the Large-Scale Magnetic Field in Solar Cycles", Solar Physics, 1989, V.119, p.35.

117. Makarov V.I. and Mikhailutsa V.P., "The Latitude of Filament Bands at the Sunspot Minimum and the Activity Level in the Two Following 11-year Solar Cycles", Solar Physics, 1992, V.137, p.385.

118. De Meyer F., "Mathematical Modelling of the Sunspot Cycle", Solar Physics, 1981, V.70, p.259.

119. Mikhailutsa V.P., "The Large-Scale Build-up of Solar Magnetic Cycles", Solar Physics, 1994, V.151, p.371.

120. Mikhailutsa V.P., "The Dipole-Quadrupole Cycle of the Background Solar Magnetic Field", Solar Physics, 1995, V.159, p.29.

121. Mogilevsky E.I., Obridko V.N., and Shilova N.S., "Large-Scale Magnetic Field Structure and Coronal Holes on the Sun", Solar Physics, 1997, V.176, p.107.

122. Monoharan P. K., Tokumaru M., Pick M., et al., "Coronal Mass Ejection of 2000 July 14 Flare Event: Imaging from Near-Sun to Earth Environment", Astrophysical Journal, 2001, V.559, p.1180.

123. Mouradian Z. and Soru-Escaut I., "On the Dynamics of the Large-Scale Magnetic Fields of the Sun and the Sunspot Cycle", Astronomy and Astrophysics, 1991, V.251, p.649.

124. Navarro-Peralta P. and Sanchez-Ibarra, A., "An Observational Study of Coronal Hole Rotation Over the Sunspot Cycle", Solar Physics, 1994, V.153, p.169.

125. Newton H.W. and Nunn M.L., "The Sun's Rotation Derived From Sunspots 1934-1944 and Additional Results", Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1951, V.lll, p.413.

126. Nolte J.T., Krieger A.S., Timothy A.F., Gold R.E., Roelof E.C., Vaiana G., Lazarus A.J., Sullivan J.D., and Mcintosh P.S., "Coronal Holes as Sources of Solar Wind", Solar Physics, 1976, V.46, p.303.

127. Obridko V.N. and Shelting B.D., "Structure and Cyclic Variations of Open Magnetic Fields in the Sun", Solar Physics, 1999, V.187, p.185.

128. Obridko V.N. and Shelting B.D., "Coronal Holes as Indicators of Large-Scale Magnetic Fields in the Corona", Solar Physics, 1989, V.124, p.73.

129. Parker E.N., "Cosmical Magnetic Fields", Clarendon Press, Oxford, 1979.

130. Petschek H.E., In Proc. Of AAS-NASA Simpos. on Phys of Solar Flare, USA, 1964, p.425.

131. Podgorny A.I., "Numerical Simulation of the Current Sheet Above Solar Spots", Solar Physics, 1995, V.156, p.41.

132. Podgorny A.I. and Podgorny I.M., "A Solar Flare Model Including the Formation and Destruction of the Current Sheet in the Corona", Solar Physics, 1992, V.139, p.125.

133. Podgorny A.I. and Podgorny I.M., "Numerical Simulation of the Creation of a Current Sheet During the Flare of 30 May 1991", Solar Physics, 1998, V.182, p.159.

134. Podgorny A.I. and Podgorny I.M., "The Association of Flares and Transients", In Physics of auroral phenomena, RAS, Apatity, 1999, p.73.

135. Promesh Rao A.P. and Kundu M.R., "A Study of Filament Transition Sheath from Radio Observations", Solar Physics, 1977, V.61, p.335.

136. Richard G.J. and Prist E.R., "The Dynamics of Driven Magnetic Reconnection in Coronal Arcades", Solar Physics, 1994, V.151, p.107.

137. Rivin Yu.R., "Eleven-Year Cycles of the Low-Latitude Larde-Scale Solar Magnetic Field, its Origin and Sources in the Convection zone", Solar Physics, 1999, V.187, p.207.

138. Sanchez-Ibarra A., "Longitudinal and Temporal Variations of Sunspot Regions and Coronal Holes During Cycle 21", Solar Physics, 1990, V.125, p.125.

139. Sanchez-Ibarra A. and Barraza-Paredes M., Report UAG-102, 1992.• 148. Sheeley N.R. and Harvey J.W., "Coronal Holes, Solar Wind Streams, and Geomagnetic Disturbances", Solar Physics, 1981, V.70, p.237.

140. Shelke R. N. and Pande M.C., "Differential Rotation of Coronal Holes", Solar Physics, 1985, V.95, p.193.

141. Shelting B.D. and Obridko V.N., "Sign Reversal During a Solar Cycle as Inferred From the Global Magnetic Field Data", Труды международной конференции: "Солнце в эпоху смены знака магнитного поля", ГАО РАН Санкт-Петербург, 2001, с.391.

142. Schrijver C.J. and Title A.M., "The Topology of a Mixed-Polarity Potential Field, and Inferences for the Heating of the Quiet Solar Corona", Solar Physics, 2002, V.207, p.223.

143. Somov B.V., "Physical Processes in Solar Flares", Kluver Academic Publishers, Dordrecht, Holand, 1992.

144. Stenflo J.O., "Magnetic-Field Structure of the Photospheric Network", Solar Physics, 1973, V.32, p.41.

145. Stenflo J.O., "Comments on the Concept of an "Extended Solar Cycle", Solar Cycle ASP Conference series, Ed. Harvy K.L., 1992, V.27, p.421.

146. Timothy A.F., Krieger A.S., and Vaiana G.S., "The Structure and Evolution of Coronal Holes", Solar Physics, 1975, V.42, p.135.

147. Varsik J. R., Wilson P. R., and Li Y., "High-Resolution Studies of the Solar Polar Magnetic Fields", Solar Physics, 1999, V.184, p.223.

148. Vorpahl J.A., "Flares Associated with ERF's (Emerging Flux Regions), Solar Physics, 1973, V.28, p.115.

149. Waldmeier M., "Cyclic Variations of the Polar Coronal Hole", Solar Physics, 1981, V.70, p.251.

150. Wang Y.-M., "Two Types of Slow Solar Wind", Astrophysical Journal, 1994, V.437, p.L67.

151. Webb D.F., Davis J.M., and Mcintosh P.S., "Observations of the Reappearance of Polar Coronal Holes and the Reversal of the Polar Magnetic Field", Solar Physics, 1984, V.92, p.109.

152. Wilcox J.M., "Sector Structure of the Solar Magnetic Field", in Solar Magnetic Fields, ed.by Howard R.F., IAU Symp., 1971, N.43, p.744.

153. Yokoyama T. and Shibata K., "A Two-dimensional Magnetohy-drodynamic Simulation of Chromospheric Evaporation in a Solar Flare Based on a Magnetic Reconnection Model", Astrophysical Journal, 1998, V.494, p.L113.

154. Yoshimura H., "Solar Cycle General Magnetic Fields of 1959 -1974 and Dynamical Structure of the Convection Zone", Solar Physics, 1976, V.47, p.581.

155. Zhang J., Wang J., Deng Y., and Wu D., "Magnetic Flux Cancellation associated with the Major Solar Event on 2000 July 14", Astrophysical Journal, 2001, V.549, p.L99.

156. Zirin H., Baumert B.M., and Hurfort G.J., "The Microwave Brightness Temperature Spectrum of the Quiet Sun", Astrophysical Journal, 1991, V.370, p.779.