Структура протуберанцев и магнитное поле в короне тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Загнетко, Александр Михайлович

• Загнетко, Александр Михайлович
• кандидат физико-математических наук
• 2007

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Загнетко, Александр Михайлович

Введение

Глава 1. Магиитиая природа протуберанцев

§1.1. Магнитное поле в солнечной короне

§ 1.2. Высота протуберанцев над хромосферой

§1.3. Магнитное поле в протуберанцах

§1.4. Магнитная поддержка протуберанцев

§1.5. Формирование магнитной структуры волокон

§1.6. Предельная (критическая) высота устойчивости волокна

§1.7. Основные результаты главы

Глава 2. Распределение вещества протуберанцев во внешнем магнитном поле

§2.1. Наклон протуберанцев к вертикали

§2.2. Измерения наклона волокон

§2.3. Положение нейтральной поверхности

§2.4. Корреляция между морфологией протуберанцев и структурой магнитного поля

§2.5. Основные результаты главы

Глава 3. Измерение высоты солнечных волокон на диске

§3.1. Необходимость измерения высоты волокон на диске

§3.2. Высота спокойных волокон

§3.3. Метод стереоскопии или триангуляции

§3.4. Метод с использованием нейтральной поверхности

§3.5. Сравнение различных методик

§3.6. Основные результаты главы

Глава 4. Прогнозирование эруптивных явлений

§4.1. Космическая погода и ее влияние на современную цивилизацию

§4.2. Геомагнитные бури и СМЕ

§4.3. Взаимосвязь между СМЕ и эрупцией волокон

§4.4.Дифференциация спокойных и эруптивных волокон по отношению к критической высоте

§4.5. Статистические свойства полученных результатов и перспективы прогнозирования эруптивных явлений

4.5.1. Параметры Яр/Яс и U

§4.6. Основные результаты главы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Структура протуберанцев и магнитное поле в короне»

Актуальность темы и современное состояние проблемы.

Совокупность процессов, развивающихся на Солнце, как во внутренних областях, так и на его поверхности оказывает огромное влияние на всю Солнечную систему. Для нестационарных спорадических явлений ключевым фактором, «управляющим механизмом» является магнитное поле. В нижней и средней короне Солнца отношение газового давления к магнитному, как правило, оказывается существенно меньшим единицы, поэтому магнитное поле является определяющим почти во всех процессах, происходящих здесь. К сожалению, измерения магнитного поля в короне в настоящее время технически невозможны, если не считать некоторых оценок, получаемых косвенными методами. На уровне фотосферы, вне областей сильного магнитного поля, измерения, основанные на эффекте Зеемана, позволяют определять только продольную по лучу зрения компоненту поля. Магнитное поле в коропе приходится рассчитывать, основываясь на этих данных, в рамках определенных физических предположений.

Такие процессы, как вспышки или коропальпые выбросы вещества (СМЕ - Coronal Mass Ejection) очень существенно воздействуют на гелиосферу в целом и Землю в частности. Достаточно сказать, что магнитные бури, порой выводящие из строя оборудование энергосистем и линий коммуникаций на поверхности нашей планеты и электронные устройства на космических аппаратах в околоземном пространстве, являются прямым следствием масштабных явлений, охватывающих фотосферу, хромосферу и солнечную корону. К сожалению, достоверной и общепризнанной теории, которая описывала бы такие, например, события, как эрупции протуберанцев и последующие выбросы солнечного вещества в межпланетное пространство или, тем более, позволяла предсказать их, в настоящее время не существует.

В настоящей работе предпринимается попытка проанализировать взаимосвязь структуры и динамики солнечных протуберанцев (волокон) с геометрией и эволюцией магнитного поля в солнечной короне, а также разработать некоторые подходы к предсказанию эрупции протуберанцев и последующих СМЕ.

Исходя из вышеизложенного, целыо данного исследования являлось:

1. Исследование таких характеристик волокон и протуберанцев, как высота и угол наклона к вертикали, опущенной на поверхность Солнца.

2. Анализ взаимосвязи между морфологией протуберанцев и структурой магнитного поля в короне.

3. Сопоставление известных и разработка новых методов измерения высоты волокна над хромосферой (его вертикальной протяженности) во время прохождения по диску Солнца.

4. Изучение статистических закономерностей и взаимосвязей между параметрами волокон и магнитных полей в коропе, которые характеризуют устойчивость состояния волокон и склонность их к эрупции.

5. Поиск подходов к предсказанию эрупции протуберанцев и развития корональных выбросов.

Научная новизна работы состоит в том, что

1. На достаточно большом статистическом материале показана связь распределения вещества в протуберанцах с геометрией коронального магнитного ноля.

2. Предложен новый способ оценки высоты волокон и разработана методика, позволяющая вносить необходимые поправки при вычислении этого параметра с учетом сложной морфологии волокна, его динамики и дифференциального вращения Солнца.

3. Выявлена четкая корреляция между характеристиками протуберанцев и магнитного поля, позволяющая предсказывать характер поведения протуберанцев и вероятность начала эрупции.

Практическая и научная значимость работы.

Разработанные в ходе настоящего исследования методы позволяют существенно упростить целый ряд расчетов, необходимых при изучении волокон, достаточно быстро вычислять такие параметры, как, например, вертикальная протяженность волокна в любой день его прохождения по видимому диску Солнца.

Развитие использованных в диссертации подходов даст возможность на основе мониторинга солнечных волокон прогнозировать возникновение корональных выбросов вещества, возмущающих земную магнитосферу и вызывающих геомагнитные бури.

Па защиту выносятся следующие положения:

1. Вывод о том, что вещество протуберанцев в основном сконцентрировано вблизи поверхности, проходящей через вершины арок силовых линий потенциального магнитного поля (поверхность Вг = 0 или нейтральная поверхность), рассчитанного по фотосферным магнитограммам.

2. Метод определения вертикальной протяженности волокон с помощью одного изображения хромосферы и расчета структуры магнитного поля в короне.

3. Методика оценки вероятности эруиции протуберанца и образования короналыюго выброса на основе сравнения критической высоты устойчивости с реальной наблюдаемой высотой протуберанца и результаты мониторинга волокон в течение второй половины 2005 - начала 2006 гг.

Апробация результатов и публикации. Основные положения и результаты диссертации представлялись на Всероссийской астрономической конференции (конференции ВАК - 2004, Москва, МГУ, 3-10 июня 2004 г.), Международной конференции «КОРОНАС-Ф: три года наблюдений активности Солнца 2001 - 2004гг.», (г. Троицк, 31 января - 5 февраля 2005 г.), Всероссийской конференции «Экспериментальные и теоретические исследования основ прогнозирования гелиогеофизической активности» (г.Троицк, 10-15 октября 2005 г.), Международной конференции «Modeling and Computer Simulation in Material Technologies» (Ариэль, Израиль, 11-15 сентября 2006 г.), Международном симпозиуме «Recent Observations and Simulations of the Sun - Earth System», (Варна, Болгария, 18-22 сентября 2006 г.), на семинарах ИЗМИРАН.

По теме диссертации опубликовано 6 работ.

Личный вклад автора

Автор самостоятельно исследовал около четырех десятков волокон, наблюдавшихся в 1999-2003 гг. и провел сопоставление их формы и структуры с геометрией рассчитанного потенциального магнитного поля в короне. Это исследование показало, что вещество протуберанцев концентрируется вблизи поверхности, проходящей через вершины магнитных арок, нейтральной поверхности.

Автором предложен новый способ оценки высоты волокон над хромосферой во время их прохождения по диску Солнца, основанный на связи распределения вещества в протуберанцах с геометрией магнитного поля.

Автором проведен мониторинг крупных солнечных волокон за период второй половины 2005 г. с оценкой их стабильности и перспектив перехода в эруптивную фазу. На этой базе сформулированы критерии, позволяющие делать прогноз эрупций волокон и развития корональпых выбросов.

Структура и объем диссертации. Диссертационная работа состоит из Введения, 4 Глав и Заключения. Работа содержит 128 страниц текста, в том числе 38 рисунков и 9 таблиц. Список цитируемой литературы включает 148 наименований.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Загнетко, Александр Михайлович

§4.6. Основные результаты главы 4

Приведены результаты исследования 57 волокон, для которых проводились ежедневные измерения высоты над хромосферой и расчеты критической высоты устойчивости. Показано, что эруптивные волокна достигают или приближаются к критической высоте за день-два до начала эрупции.

Указаны два критерия, по которым можно оценивать запас устойчивости волокна (Яр/Яси U).

Изложены подходы к прогнозированию эруптивных явлений, основанные на сравнении наблюдаемых параметров с критическими величинами.

Сформулированы критерии выбора пороговых значений исследуемых параметров, с точки зрения прогнозирования эрупции.

Заключение

Подводя итоги проведенных исследований, суммируем кратко основные результаты:

Получены значения углов отклонения от вертикали с поверхностью Солнца для 38 волокон и нейтральных поверхностей с которыми они связаны. Подтверждены результаты более ранних работ о том, что крупные спокойные волокна в области умеренных широт имеют систематический наклон к вертикали в сторону запада.

Поверхность, вблизи которой в основном сконцентрировано вещество протуберанцев, близка к поверхности, проходящей через вершины арок силовых линий потенциального магнитного поля (поверхность Bz =0 или нейтральная поверхность), рассчитанного по фотосферным магнитограммам.

Разработана методика определения вертикальной протяженности волокон и их высоты над хромосферой по данным наблюдений на диске Солнца, полученным в один момент времени (фильтрограмма и магнитограмма). Для этого предлагается использовать данные о параметрах нейтральной поверхности магнитного поля, с которой связано волокно.

Проведено сравнение методов, предложенных в настоящей работе для вычисления высоты волокон, и метода стерео в различных его интерпретациях. Оценены ошибки в расчетах при использовании рассматриваемых методов.

Проведен мониторинг солнечных волокон, в ходе которого на протяжении 7 месяцев ежедневно вычислялись значения высоты и критической высоты для средних и крупных волокон, наблюдавшихся на диске Солнца с августа 2005 по февраль 2006 года. Получены данные о значениях высоты 57 «стабильных» и эруптировавших/исчезнувших волокон, а также соответствующие им значения критической высоты.

Проанализировано распределение величины U (скорость изменения высоты волокна, [Мм/день]) для «стабильных» и «эруптировавших» волокон. Показано, что в случае, когда значение U превышает 2.5 Мм/день вероятность наступления эрупцни в течение ближайших 72 часов составляет порядка 0,9.

Проанализировано распределение параметра #р/Яс (отношение высоты волокна к критической (предельной) высоте) для «стабильных» и «эруптировавших» волокон. Показано, что в случае, когда значение параметра #р/#с превышает 0.75 вероятность наступления эрупции в течение ближайших 48 часов составляет более 0,9.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Загнетко, Александр Михайлович, 2007 год

1. Бархатов Н, Левитин А, Ревунов С, 2005, Солнечно-земная физика. Вып. 8. С.129.

2. Веденов А.А, Кутвицкий В.А, Кучми С, Молоденский М.М., Ораевский В.Н, Астрон. журн. 2000. Т.77. С. 134.

3. Вентцель Е.С, 1969, Теория вероятностей, М: Главная редакция физико-математической литературы.

4. Гопасюк С.И, 1979. Изв. Крымской астрофиз. обе. Т.60. С. 108.

5. Ден О.Г., 2002. Письма в Астрон. журн. Т. 28. С. 393.

6. Ден О.Г, 2003, Диссертация на соискание степени к.ф-м.н, Троицк, ИЗМИРАН.

7. Ермолаев 10., Ермолаев М, 2003. Космнч. Исслед. Т.41. № 6. С. 115.

8. Ермолаев Ю.И, Ермолаев М.Ю, 2002. Космич. Исслед. Т.40. № 1. С.1.

9. Ермолаев Ю.И, Застенкер Г.Н, Николаева Н.С, 2000. Космич, Исслед. Т.38. № 6. С.563

10. Загнетко A.M., Филиппов Б.П, Ден О.Г, 2005. Астрон. журн. Т.82 №5 С. 474.

11. Кадомцев Б.Б, 1963. Вопросы теории плазмы, вып. 2, ред. М.А. Леонтович, М.: Госатомиздат, С. 132.

12. Ким И.С, Клепиков В.Ю, Кучми С, Степанов А.И, Штельмахер Г, 1988. Солнечные данные. № 1. С.75.

13. Ким И.С, Клепиков В.Ю, Кучми С, Степанов А.И, Штельмахер Г, 1988. Солнечные данные. № 5. С.77.

14. Ким И.С, Увакина В.Ф, 1989. Атмосфера Солнца, межпланетная среда, атмосфера планет (ред. Гуляев Р.А.), Москва: ИЗМИРАН. С. 125.

15. Макаров В.И, Тавастшерна К.С, Давыдова Е.И, Сивараман К.Р, 1992. Солнечные данные. № 3. С.90.

16. Максимов В.П, Ермакова Л.В, 1985. Астрон. журн. Т.62. С.558.

17. Минасянц Г, Минасянц Т, 2004. Солнечно-земная физика. Вып. 6 С. 188.

18. Молоденский М.М., Филиппов Б.П., 1987. Астрон. жури. Т.64. С. 1079.

19. Рагульская М.В., Обридко В.Н., и др., 2000. Журнал Радиоэлектроники, Биомедицинская радиоэлектроника (электронный журнал РАН). № 10.

20. Сборник лекций по математической обработке наблюдений, МГУ им. Ломоносова, ГАИШ, 2000

21. Филиппов Б.П., Шилова Н.С., 1995, Астрой, жури. Т.72, С. 222.

22. Филиппов Б., Ден Г., 2000, Письма в Астрон. жури. Т.26 №5; С. 384.

23. Филиппов Б.П., Гопалсвами Н., Ложечкин А.В., 2002, Астрон. журн. Т. 79, С. 462.

24. Alexeeva, I. V.; Bougaenko, 0.1.; Kim, I. S.; Popov, V. V.; Seleznev, D. A., 2002. In: SOLMAG, Noordvvijk, Netherlands: ESA Publications Division, 2002, p. 325.

25. Ananthakrishnan R., 1961. Astrophys. J. V.133. p. 969.

26. Antiochos, S. K., Dahlburg, R. В., Klimchuk, J. A., 1994, Astrophys. J, V.420, p.41

27. Anzer U., 1969, Solar Phys. V.8, p.37.

28. Aulanier G. et al., 1999, Astron. Astrophys. V.342, p.867.

29. Aulanier G., Demoulin P., van Driel-Gesztelyi L., Mein P., DeForest C., 1998, Astron. Astrophys., V 335, p. 309.

30. Babcock H.W., Babcock H.D., 1955, Astrophys. J. V.I21, p.349.

31. Bateman, G., 1978, MHD Instabilities, MIT Press, Cambridge, Mass. p.84.

32. Becker U., 1956, Z. Astrophys, V.40, p.65.

33. Bommier V., Landi degl'Innocenti E., Leroy J.-L., 1994, Solar Phys. V. 154, p.231.

34. Brueckner G. E., Delaboudiniere J.-P., Howard R. A., Paswaters S. E., St. Cyr О. C., Schwenn R., Lamy P., Simnett G. M., Thompson В., Wang D., 1998. Geophys. Res. Lett. V. 25. № 15. p.30I9.

35. Cane H. V., Richardson I. G., St. Cyr О. C., 2000. Geophys. Res. Lett. V.27. № 21, p.359.

36. Cane, H. V.; Richardson, I. G.; St. Cyr, О. C. 1998, Geophys. Res. Lett. V.25. № 14, p.2517.

37. Cliver E. W„ Crooker N. U., 1993, Solar Phys. V.145. № 2, p.347.

38. D'Azambuja, M. D'Azambuja L., 1948. Ann Obs. Paris-Meudon, VI

39. Demoulin P., (eds. Webb D., Rust D., Schmieder В.), ASP Conference Series. 1998. V.150. p.78.

40. Demoulin P., Priest E.R., 1993, Solar Phys. V. 144, p.283.

41. Dungey, J.W., Loughhead, R.E., 1954, Australian Journal of Physics, V.7, p.5

42. Emilia K., Huttunen J., Koskinen I-Iannu E.J., Schwenn Rainer., Ibid. 2002. V. 107,№A7, p.1121.

43. Engvold O., 1998, IAU Colloquium 167, ASP Conference Series, V. 150. p.23.

44. Feynman, J., & Martin, S.F. 1995, J. Geophys. Res., V.100, p.3355.

45. Filippov B.P., Den O.G, 2001, J. Geophys. Res, V. 106. p.25177.

46. Filippov, B.P.; Den, O.G.; Zagnetko, A.M., 2005., Proceedings of the IAU Symposium 226 of the International Astronomical Union, Cambridge: Cambridge University Press, p.464.

47. Forbes T. G, Priest E. R, 1995, Astrophys. J. V.446, p.377.

48. Foukal P. 1971a, Solar Phys, V.20, p.298

49. Foukal P. 1971 b, Solar Phys, V. 19, p.59

50. Gaizauskas V, 1990, Physics of Magnetic Flux Ropes, ed. С. T. Russel,

51. Gaizauskas V, Zirker J. В. Sweetland C, Kovacs A, 1997, Astrophys. J, V.479, p.448.

52. Gary G.A, Moore R.L, 2004, Astrophys. J, V.611, p.545

53. Gibson S, Fan Y, 2006, J. Geophys. Res, V. 111, p. 12103

54. Gibson S.E, Fan Y, 2006, Astrophys. J. Lett, V.637, p.65.

55. Gibson S.E, Fan Y, Toeroek T, Kliem B, 2006a, Solar Dynamics and its Effects on the Heliosphere and Earth, Springer, New York.

56. Gilbert H.R, Holzer Т.Е., Burkepile J.T, Hundhausen A.J, 2000, Astrophys. J, V.537, p.503.

57. Godoli G. et al, 1974, Skylab Solar Workshop, Preprint.

58. Gold Т., Hoyle F., 1960, Monthly Notices of Royal Astronomical Society, V.120, p.89.

59. Gopalswamy N., Lara A., Lepping R.P. et al., Geophys.Res.Lett. 2000. V. 27. p.145.

60. Gopalswamy N., Shimojo M., Lu W., Yashiro S., Shibasaki K., Howard R. A., 2003, Astrophys. J. V.586, p.562.

61. Gosling J. Т., McComas D. J., Phillips J. L„ Bame S. J., 1991. J. Geophys. Res. V.96. p.7831.

62. Hale G., Ellerman F,Nichlson S., Joy A., 1919, Astrophys. J , V. XLIX p. 153.

63. Harrison R.A., Sime D.G., 1989, J. Geophys. Res. V.94, p.2333.

64. Harvey K.L., Jones H.P., Schrijver C.J., Penn M.J., 1999, Sol. Phys., V.190, p.35.

65. House L.L., Wagner W.J., Hildner E„ Sawyer C., Schmidt H.U., 1981, Astrophys. J. V.244,p.ll7.

66. Hood A.W., Priest E.R., 1979, Solar Phys., V.64, p.303.

67. Hood A. W., Priest E.R., 1981, Geophys. Astrophys. Fluid Dyn., V. 17, p.297

68. Hori It., Culhane J.L., 2002, Astron. Astrophys., V.382, p.666.

69. Howard R.F., Harvey J.W., 1964, Astrophys. J„ V. 139, p.l328.70. loshpa B.A., 1968, Kluwer Academic Publ., Dordrecht, Holland, p.261.

70. Isenberg P. A., Forbes T. G., Demoulin P., 1993, Astrophys. J. V.417, p.368.

71. Jing J., Yurchyshyn V., Guo Yang, Yan Xu, Wang H., 2004, Astrophys. J., V.614, p. 1054.

72. Kadomtsev A. in Reviews of Plasma Physics, 1966, ed.M. A. Lentovich, V.2 p. 153

73. Kim I.S., 1990, in Dynamics of quiescent prominences, (ed.) V. Ruzdjak (New York: Springer) p.49.

74. Kim I.S., 2000, NATO Science Series, Series C: Mathematical and Physical Sciences, Vol. 558, Dordrecht: Kluwer Academic Publishers, p.67.

75. Kippenhahn R., Schluter A., 1957. Zeitschrift fur Astrophysik. V.43. p.36.

76. Kliem В., Toeroek Т., 2006, Phys. Rev. Lett., V.96, p.255.

77. Krajcovic S., Krivsky L., 1982, Astronomical Institutes of Czechoslovakia, Bulletin, V.33. № l.p.47.

78. Kuperus M., Raadu M.A., 1974. Astron. Astrophys. V.31. p. 189.

79. Leroy J.-L., 1989, Proceedings of the Workshop, Palma de Mallorca, 1987, Kluwer Academic Publ., Dordrecht, Holland, p.77.

80. Leroy J.L., Bommier V., Sahal-Brechot S., 1984. Astron. Astrophys. V.131. p.33.

81. Li J., Mickey D.L., LaBonte B.J., 2005, Astrophys. J, V.620, p. 1092.

82. Liggett M., Zirin, H., 1985, Solar Phys., V.97, p.51.

83. Lin J., Forbes T.G., Isenberg P.A., Demoulin P., 1998, Astrophys. J., V.504, p.1006.

84. Low B.C., Hundhausen J.R., 1995, Astrophys. J., V.443, p.818.

85. Mackay D.H., Gaizauskas V., van Ballegooijen A.A., 2000, Astrophys. J, V.544, p.1122.

86. Malherbe J.-M., Priest E.R., 1983, Astron. Astrophys. V.123, p.80.

87. Martens P., Zwaan C., 2001, Astrophys J, V.558, p.872.

88. Martens P.C.H., Kuin N.P.M., 1989. Solar Phys. V. 122. p.263.

89. Martin S.F., 1990, in IAU Colloq. 117, Dynamics of Quiescent Prominences, ed. E. Tandberg-Hanssen (Zagreb: Univ. Zagreb)

90. Martin S.F., Bilimoria R., Tracadas P.W., 1993, AAS Meeting

91. Martin S.F., 1998, Solar Phys., V. 182, p. 107.

92. Martin S.F., Echols, Ch.R., 1994., Proceedings of the NATO Advanced Research Workshop, Kluwer Academic Publishers, p.339.

93. Mcintosh P.S., 1972, Rev. Geophys. Space Phys. V.10, p.837.

94. Mouradian Z., Soru-Escaut I., Pojoga S., 1995, Solar Phys., V.158, p.269.

95. Munro R.H., Gosling J.T., Hildner E„ MacQueen R.M., Poland A.E., Ross C.L. 1979, Solar Phys. V.61,p.201.

96. Neupert W.M., 2005, Hvar Obs. Bull., V.29, p. 187/

97. Park Y.D., Moon Y.-J., Kim, I.S., Yun H.S., 2002, Astrophysics and Space Science, V. 279, Issue 4, p.343.

98. Pettit E., 1932. Astrophys. J. V.76. p.9.

99. Pneuman G. W., 1983, Solar Phys., V.88, p.219.

100. Ploceniak S., Rompolt В., 1973, Solar Pliys., V.29, p.399.

101. Priest E.R., Forbes T.G., 2002, The Astrophys. Astron. Rev. V.10. p.313.

102. Priest E.R., 1981, Solar Flare Magnetohydrodynamics, New York, Gordon and Breach Science Publishers (The Fluid Mechanics of Astrophysics and Geophysics. Volume 1).

103. Priest E.R., 1998, in IAU Colloq. 167, New Perspectives on Solar Prominences, ed. D. Webb, D. Rust, B. Schmieder (ASP Conf. Ser. 150; San Francisco: ASP), p.453.

104. Priest E.R., Hood A.W., Anzer U., 1989, Astrophys. J , V.344, p. 1010.

105. Priest E.R., Van Ballegooijen A.A., MacKay D.H., 1996, Astrophys. J, V.460, p.530.

106. Proceedings of the Second Solar Cycle and Space Weather Euroconference, 2002, ESA SP-477.

107. Romano P., Contarino L., Zuccarello F., 2003, Mem. S.A.It. V.74, p.651.

108. Rompolt В., 1990. HvarObs. Bull. V.14. p.37.

109. Rudenko G.V., 2001, Solar Phys. V. 198, p.5.

110. Rust D.M., 1967, Astrophys. J. V.150, p.313.

111. Rust D.M., 2001, J. Geophys. Res. V. 106, p.25075.

112. Rust D.M., Kumar A., 1994, Solar Phys., V. 155, p.69.

113. Schmieder В., 1989. in E. R. Priest (ed.), Dynamics and Structure of Quiescent Solar Prominences, Kluwer Academic Publ., Dordrecht, Holland, p. 15.

114. Schmieder В., Mallorca, Universitat de les Illes Balears. 1987. p.5.

115. Shibata K., 1999, Astrophys. Space Sci. V. 264. p.129.

116. Smith S.F., Ramsey H.E., 1967, Solar Phys. V.2, p. 158.

117. Solar Drivers of Interplanetary and Terrestrial Disturbances, eds. K.S. Balasubramaniam, S.L. Keil, R.N. Smartt, ASP Conference Series, 1996. V.95.

118. Space Weather, eds. P. Song, H. J. Singer, G. L. Siscoe, Geophysical Monograph Series, 2001. V.125.

119. St. Cyr O.C, Howard R.A., Sheeley N.R. Jr., Plunkett S.P. et al, 2000. J. Geophys. Res. V. 105. № A8. p. 18169.

120. St. Cyr O.C, Webb D.F., 1991, Solar Phys. V.136, p.379.

121. Sterling A.C, Moore R.L, 2004a, Astrophys. J, V.602, p. 1024.

122. Titov V.S, Demoulin P, 1999, Astron. Astrophys, V.351, p.707.

123. Toeroek T, Kliem B„ 2005, Astrophys. J. Lett, V.630, p.97.

124. Van Tend W„ Kuperus M, 1978, Solar Phys. V.59. p.l 15.

125. Vennerstroem S„ 2001. J. Geophys.Res. V. 106. p.29175.

126. Vrsnak B, Rosd A, Bozic H, Brajsa R, Ruzdjak V, Schroll A, Wohl H„ 1999, Solar Phys. V. 185.p.207.

127. Vrsnak, B. 1993, Hvar Observatory Bulletin, V.17, p.23.

128. Vrsnak B, Rifzdjak V, Rompolt B, Aulanier G, DeLuca E.E, Antiochos S.IC, McMullen R.A, Golub L, 2000, Astrophys. J, V.540, p.l 126.

129. Wang Y.M, Ye P.Z, Wang S, 2003. Ibid. V.108, № A10. p.l370.

130. Wang Y.M, Sheeley N.R, Jr., 1999, Astrophys. J, V.510, p. 157.

131. Wang Y.M, Ye P.Z, Wang S, Zhou G.P., Wang J.X, 2002. J. Geophys. Res. V. 107. № A11, p. 10.1029.

132. Webb D.F, Krieger A.S, Rust D.M, 1976, Solar Phys. V.48, p. 159.

133. Webb D.F, Hundhausen A.J, 1987, Solar Phys. V.108, p.383.

134. Webb D.F, Jackson B.V, Hick P, 1996. Solar Drivers of Interplanetary and Terrestrial Disturbances, ASP Conference Series, V. 95. p. 167.

135. Webb D.F, Hundhausen A.J, 1987, Solar Phys. V.108, p.383.

136. Wiegelmann Т., Inhester В., Lagg A., Solanki S.K., 2005, Solar Phys., V.228, p.67.

137. Wu C.-C., Lepping R.P., 2002. J. Geophys. Res. V. 107. №.A10 p.19.

138. Yan Li, Luhmann J., 2006, Astrophys. J., V.648, p.732.

139. Yurchyshyn V.B., Wang H., Goode P.R., Deng Y., 2001, Astrophys. J, V.563, p.381.

140. Zagnetko A., Filippov В., Den O., 2006, Modeling and Computer Simulation in Material Technologies conf. series, V.l, p. 3.25.

141. Zhang J., Dere K.P., Howard R. A., Bothmer V., 2003. Astrophys. J. V.582. p.520.

142. Zirker J.B., Martin S.F., Harvey K., Gaizauskas V., 1997, Solar Phys, V.l75, p.27.

143. Zwaan C, 1996, Solar Phys., V.l69, p.265.