Исследование подготовительной стадии солнечных эруптивных событий тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, доктор физико-математических наук Максимов, Владимир Павлович

• Максимов, Владимир Павлович
• доктор физико-математических наук
• 1998

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Максимов, Владимир Павлович

локна

3.3. Динамика магнитного поля и появление волокна в активной области

3.4. Изменения распределения grad Нц и разрушение волокна

3.5. Медленное исчезновение волокна

3.6. Некоторые процессы в точке ветвления волокна

3.7. Обсуждение

Выводы

ГЛАВА IV. СВЯЗЬ ВЫБРОСОВ КОРОНАЛЬНОЙ МАССЫ С ЯВЛЕНИЯМИ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

4.1. Выбросы корональной массы в микроволновом излучении

4.2 Диагностика выбросов корональной массы

4.3. Миф солнечной вспышки

Выводы

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

ЛИТЕРАТУРА

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование подготовительной стадии солнечных эруптивных событий»

Введение

Геоэффективные солнечные события можно разделить на рекуррентные и эруптивные. К последним относятся солнечные вспышки и внезапно исчезающие волокна или эруптивные протуберанцы. О неослабевающем интересе к изучению солнечных вспышек свидетельствует проведение только за последнее десятилетие нескольких международных исследовательских программ, таких как "Год солнечного максимума", "Вспышка-22", "Макс/91". Одной из ключевых задач этих программ являлось изучение механизмов запасения и внезапного высвобождения энергии во вспышке. Решение этой фундаментальной задачи невозможно без исследования подготовительной стадии вспышки. Прикладным аспектом задачи является создание методов краткосрочного прогноза солнечных вспышек как в научных, так и в практических целях. Научные цели краткосрочного прогноза определяются, прежде всего, необходимостью заблаговременного наведения обладающих высоким пространственным разрешением и вследствие этого малым полем зрения бортовых и крупных наземных телескопов.

Под действием мощного рентгеновского излучения и потоков высокоэнергичных частиц от вспышек может на время или окончательно выходить из строя аппаратура космических аппаратов. Широко известны случаи выхода из строя систем энергоснабжения, нефте- и газопроводов, систем компьютерной связи. Показательным в этом аспекте является создание в промышленно развитых странах национальных программ и служб космической погоды, необходимым элементом которых является прогноз солнечных вспышек.

Тем не менее, несмотря на многолетние интенсивные исследования, подготовительная стадия солнечных вспышек остается наименее понятной стадией развития активной области [75]. Менее однозначным является мнение исследователей относительно геоэффективности исчезающих волокон. Эта неоднозначность в значительной мере обусловлена тем фактом, что трудно выделить "чистые случаи", когда воздействие потоков плазмы от эруптивных протуберанцев на околоземное

космическое пространство не накладывается на воздействие высокоскоростных потоков от вспышек и корональных дыр.

Сильным аргументом сторонников гипотезы о геоэффективности внезапно исчезающих волокон является установленный в работе [91] факт, что 50% тран-зиентов, наблюдавшихся на коронографе Скайлаба в белом свете, было связано исключительно с эруптивными протуберанцами (без вспышек) и 70% было связано с эруптивными протуберанцами или исчезновениями волокон со вспышками или без них.

В некоторых работах обосновывается возможность генерации низкоэнергичных протонов в процессе исчезновения волокон [120-121]. В случае реальности таких процессов проблема геоэффективности исчезающих волокон приобретает новый аспект.

Кроме того, вне связи с "чистыми случаями" активизация волокна в активной области, как правило, является составным элементом мощной, в том числе и протонной, солнечной вспышки и явление активизации волокон широко применяется в практике прогнозов в качестве критерия предвспышечной ситуации [106, 139]. Поэтому заключение о вероятности появления и разрушения волокон в активной области должно играть достаточно важную роль в предсказании геомагнитной активности. Если учесть еще и тот факт, что и волокна и солнечные вспышки во многих случаях появляются на определенном (послемаксимальном) этапе развития активной области, то кажется вполне оправданным их совместное рассмотрение при изучении подготовительной стадии солнечных геоэффективных событий.

Такая ситуация существовала вплоть до конца 1993 года, когда появилась работа Гослинга "Миф солнечной вспышки" [80]. В этой работе на основе анализа характеристик солнечного ветра и высокоэнергичных частиц на орбите Земли и частоты появления больших нерекуррентных магнитных бурь был сделан вывод, что все эти бури обусловлены выбросами корональной массы, порожденными ими ударными волнами и ускоренными этими волнами частицами. При этом утверждается, что солнечные вспышки не играют фундаментальной роли (с точки зрения причины и следствия) в возникновении быстрых выбросов корональной массы и,

следовательно, в возникновении больших и самых больших нерекуррентных геомагнитных бурь. Центр тяжести связи выбросов корональной массы с событиями на поверхности Солнца переносится от солнечных вспышек к эруптивным протуберанцам.

В середине 1995 года Американский геофизический союз организовал специальную сессию для обсуждения выдвинутой Гослингом новой парадигмы причины и следствия в солнечно-земной физике. В течение последних лет опубликован целый ряд работ, в которых прямо или косвенно выражается отношение авторов к парадигме Гослинга [70, 81-82, 85, 87, 89-90, 114, 131]. Не вдаваясь в детали этой дискуссии (она рассматривается в главе IV), можно сделать вывод, что полное понимание связи между событиями на поверхности Солнца и вызываемыми ими явлениями в околоземном космическом пространстве все еще отсутствует. Неясными остаются и причинно-следственные связи между выбросами корональной массы и солнечными вспышками и эруптивными протуберанцами. При этом полное отрицание роли вспышек в больших геомагнитных возмущениях, по-видимому, не является оправданным. В этой связи актуальность исследований геоэффективных эруптивных событий, включающих как солнечные вспышки, так и эруптивные протуберанцы, не только не снижается, но и приобретает новое качество.

Исходя из представлений о том, что выбросы корональной массы могут быть связаны как с мощными солнечными вспышками, так и эруптивными протуберанцами, мы определили основную цель настоящей работы: исследование подготовительной стадии солнечных эруптивных событий, выделение ее характерных признаков и использование этих признаков для создания алгоритмов краткосрочного прогноза солнечных геоэффективных событий.

Эта цель достигается решением ряда конкретных задач:

— Исследовать эволюцию активных областей в полном и поляризованном микроволновом излучении, выделить признаки, характеризующие предвспышеч-ную стадию.

— Определить, существует ли связь между динамикой магнитного поля комплекса активности и возникновением, развитием и разрушением темных волокон (протуберанцев на диске Солнца).

— Разработать физически обоснованные методы для краткосрочного прогноза солнечных эруптивных событий.

— Исследовать проявления выбросов корональной массы в микроволновом диапазоне и их связь с солнечными вспышками и эруптивными протуберанцами.

Работа состоит из четырех глав и заключения. В первых трех главах рассматривается подготовительная стадия эруптивного события, под которой мы понимаем стадию запасения энергии для последующего взрывного выделения. В первой главе изучается распределение поляризации микроволнового излучения по активной области и его связь со вспышечной активностью, в то время как во второй главе исследуются проявления предвспьплечной стадии в поведении полного потока микроволнового излучения. Третья глава посвящена анализу связи между изменениями магнитного поля вблизи линии раздела полярностей продольного магнитного поля и возникновением, развитием и разрушением волокон.

Эти три главы объединены общим методическим подходом, заключающемся в раздельном рассмотрении этапов развития активных областей и комплексов активности, сопровождающихся и не сопровождающихся накоплением непотенциальной энергии магнитных полей. При сравнении путей развития выделяются признаки, характеризующие подготовительную стадию, и на основе этих признаков разрабатываются алгоритмы краткосрочного прогноза эруптивного события.

В четвертой главе излагаются результаты наблюдений выбросов корональной массы в микроволновом излучении и их связь с исчезающими волокнами и вспышками. С учетом изложенных в четырех главах диссертации результатов проведен анализ аргументов Гослинга и мнений участников последовавшей дискуссии и сформулировано наше отношение к проблеме причины и следствия в солнечно-земной физике.

Материалами для исследований глав I, II и IV служили одномерные сканы распределения полного и поляризованного излучения по диску Солнца, получен-

ные на Сибирском солнечном радиотелескопе (длина волны 5,2 см). Характеристики этого инструмента описаны в работе [48]. Здесь отметим только, что угловое разрешение телескопа составляет 17" - 30", временное разрешение в рутинных наблюдениях 2,5 -т- 5 мин и время ежедневных наблюдений от 6 часов зимой до 10 часов летом.

Глава I посвящена изучению распределения поляризации микроволнового излучения по активной области и его связи со вспышечной активностью. Наше рассмотрение основано на основе учета физических особенностей генерации микроволнового излучения в области источника 8-компонента и на пути его распространения в короне активной области. Этими особенностями являются направленность поляризованного излучения вдоль магнитного поля в области генерации и изменение знака круговой поляризации при взаимодействии обыкновенной и не-ооыкновеннои мод в ооласти квазипоперечного магнитного поля в короне. В наблюдениях указанные особенности проявляются, как отсутствие поляризованного компонента излучения в прилимбовых областях и смена знака поляризации при прохождении активной области по диску Солнца. Таким образом, без всяких изменений в структуре магнитного поля, а только при изменении угла между лучом зрения и направлением магнитного поля при вращении Солнца тип распределения поляризации активной области последовательно изменяется при ее прохождении по диску от неполяризованного к униполярному и биполярному в восточном полушарии и в обратном порядке при переходе в западное полушарие. Поэтому физически обоснованный критерий предвспышечной ситуации должен учитывать не только тип распределения поляризации, но и положение активной области на диске Солнца. Это обстоятельство совершенно не учитывалось в известном критерии Та-наки-Эноме, чем и обусловлены неоднократные случаи неудовлетворительного прогноза по этому критерию.

В предложенном нами в разделе 1.1 критерии этот учет осуществляется выделением на диске Солнца долготных зон с характерным "нормальным", то есть не приводящим к возникновению мощной солнечной вспышки распределением поляризации. При этом признаком предвспышечной ситуации считается не принадлеж-

ность распределения поляризации к определенному типу, а отклонение наблюдаемого распределения от нормального в той зоне, где находится данная активная область.

Изложенные в разделе 1.2 результаты ретроспективного прогноза мощных солнечных вспышек по критерию Танаки-Эноме и предложенному нами критерию показали более высокую оправдываемость последнего, что можно рассматривать как подтверждение правильности нашего подхода.

Оба указанных эффекта зависят от угла между лучом зрения и направлением магнитного поля, поэтому появление и исчезновение поляризованного компонента микроволнового излучения в притшмбовых областях, а также явление смены знака поляризации также будут зависеть от этого угла. Так как прямые методы определения этого угла в короне отсутствуют, была впервые предпринята попытка определения угловой зависимости косвенно: по гелиошироте группы пятен, ее протяженности и углу наклона оси группы пятен относительно экватора. По результатам статистического исследования были получены зависимости временных параметров явления смены знака поляризации от указанных выше характеристик активной области в оптическом излучении как по отдельности, так и от их комбинаций. Таким образом были определены индивидуальные для каждой активной области границы центральной зоны (раздел 1.3).

Далее, в разделе 1.4 было исследовано поведение активных областей различного магнитного класса в полном и поляризованном излучении при выходе их из-за восточного лимба и заходе за западный лимб. Были выявлены различия в поведении поляризованного компонента для вспышечных и спокойных групп пятен и определены границы для прилимбовых долготных зон.

Полученные результаты позволили создать алгоритм краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек по распределению поляризации микроволнового излучения по активной области (раздел 1.5). Важным достоинством предложенного способа прогноза является возможность предсказания вспышек в активных областях, находящихся вблизи лимбов и даже за ними, что недостижимо для других методов прогноза.

Наблюдаемые отклонения распределения поляризации микроволнового излучения на предвспышечной стадии объясняются прохождением излучения через токовый слой в короне и изменением свойств корональной конденсации на этой стадии.

Во второй главе диссертации рассмотрены особенности поведения другой характеристики микроволнового излучения активной области — полного потока излучения. В разделе 2.1 проведено сравнение потоков исследованных активных областей отдельно для дней, когда наблюдались вспышки рентгеновского балла > М1.0, и когда они отсутствовали, которое показало, что средние значения потока для дней без вспышек и для дней со вспышками значимо отличаются друг от друга. Однако существует хвост распределения с большими значениями потока для дней без вспышек и хвост распределения с малыми значениями потока в дни, когда происходили мощные вспышки. Однозначная зависимость между значениями потока перед вспышкой и рентгеновским баллом вспышки скорее отсутствует, однако из 70 вспышек балла > М1.0 50 (71%) произошли в те дни, когда значение потока превышало 20 с.е.п. В то же время из 104 дней, когда вспышки указанного балла не происходили, только для 29 дней (28%) значение потока превышало 20 с.е.п.

Отсюда был сделан вывод: мощные солнечные вспышки могут происходить в активных областях как с большим, так и малым значением потока, однако, если вспышка происходит в области с большим значением потока, она, скорее всего, будет мощной.

В первой главе получен вывод о возрастании роли излучения корональной конденсации на предвспышечной стадии. Поэтому на следующем этапе было рассмотрено поведение излучательной способности F/S (отношения потока микроволнового излучения к площади пятен), которая должна вести себя по-

U V» ТТ <у

разному для излучения, связанного с пятнами и с корональной конденсацией. Действительно, достаточно четко выделились два типа поведения активных областей. В одних случаях изменения плавные, в других же наблюдаются резкие изменения параметра F/S. Результаты вычислений вспышечной продуктивности, сгруппированные по потоку и типу поведения излучательной способности, показали, что

наибольшей вспьппечной продуктивностью обладают активные области, одновременно характеризуемые и большим значением потока и резкими изменениями в поведении излучательной способности. Активные области с большими значениями потока, но с плавными изменениями излучательной способности обладают низкой вспышечной продуктивностью. Таким образом, из рассмотрения исключается значительная часть событий, формирующих хвост распределения с большими значениями потока для дней без вспышек.

Заметная доля вспышек, сформировавшая часть распределения с низкими значениями потока была связана с эрупцией темных волокон. По данным о микроволновом излучении такие вспышки прогнозировать не удается. Здесь можно использовать метод построения и анализа распределений градиентов продольного магнитного поля в окрестности линии раздела полярностей, описанный в главе III.

Связь между вспышками и микроволновыми всплесками зависит от балла вспышки. Для самых маленьких вспышек (субвспышек) она составляет менее 50%. Однако в литературе отмечен случай, когда эта связь оказалась значительно более высокой. Мы решили выяснить, зависит ли связь между субвспышками и всплесками от состояния активной области. Для такого исследования были отобрано 12 активных областей с различным характером развития.

Описанное в разделе 2.2 исследование показало, что при примерно равном количестве субвспышек, произошедших в спокойные и возмущенные периоды развития активных областей, степень связи субвспышка-всплеск (отношение числа всплесков к числу субвспышек) в возмущенные периоды почти вдвое выше, чем в спокойные. При этом степень связи начинает достаточно резко возрастать примерно за сутки перед появлением мощных солнечных вспышек и уменьшается до нуля примерно через сутки после окончания спокойного периода.

В тех случаях, когда спокойные периоды имели малую длительность (~ 2 сут) и находились между возмущенными периодами, степень связи и в эти периоды оставалась высокой (> 50%). Это значит, что накопление энергии для вспышки происходит, по крайней мере, за сутки до возникновения вспышки, и что даже в очень большой вспышке выделяется не вся запасенная энергия, а только ее часть.

Изложенные в главах I-II результаты проведенных исследований указывают на существенную роль корональной конденсации на предвспышечной стадии развития активной области. Практически все выявленные признаки предвспышечного состояния в полном и поляризованном излучении обусловлены изменениями именно этого компонента микроволнового излучения активной области. На фоне других методов прогноза, в которых анализируется большое и даже огромное количество параметров, получаемых, в основном, из фотосферных и хромосферных наблюдений, достаточно высокая оправдываемость прогноза по ограниченному набору данных микроволнового излучения, кажется поразительной. Однако Найдиг [111] объяснил это тем, что микроволновое излучение генерируется вблизи той части активной области, где происходит запасение энергии для вспышек. Это вполне согласуется с полученным нами выводом. В общем обсуждении к обеим главам рассматриваются возможные причины изменения свойств корональной конденсации в предвспышечном состоянии.

Хорошо известно, что протуберанцы (темные волокна на солнечном диске) появляются вдоль линии раздела полярностей (ЛРП) фотосферного магнитного поля. Само существование таких линий считается первым необходимым условием для возникновения волокна. В то же время волокна возникают далеко не всегда и далеко не над всеми ЛРП. Естественным образом возникает вопрос, отличаются ли линии раздела полярностей по какому-либо параметру в тех случаях, когда над ними существует волокно, и в тех случаях, когда оно отсутствует. И если такие различия существуют, то можно ли использовать их в качестве характеристик для описания процессов формирования, развития и разрушения волокна. Решению этой задачи посвящена третья глава.

Для ее решения был разработан метод количественного описания ситуации на ЛРП, основанный на измерениях grad Н1} в окрестности ЛРП, построения распределения этой величины вдоль ЛРП и анализа поведения распределения в процессе развития активной области (раздел 3.1).

В результате проведенных исследований, описанных в разделе 3.2, получен вывод, что распределения grad Нп на участках ЛРП с волокном и без него сдвину-

ты относительно друг друга и существует предельное значение '¿гас/ Нп, при превышении которого волокно не появляется. Таким образом, был получен ответ на первую часть вопроса, поставленного выше.

Используя метод количественного описания ситуации на ЛРП, было исследовано поведение волокна на всех этапах его существования от рождения до разрушения. В дополнение к существованию линии раздела полярностей в разделе 3.3 было сформулировано второе необходимое условие для появления волокна в активной области: для появления волокна необходим сдвиг распределения %гай Нц в сторону низких значений градиента и существование на линии раздела полярностей достаточно протяженных участков, однородных по магнитному полю, на которых значения grad Нц не превышают некоторого предельного значения.

Если распределения ¿гас1 Нп в случае существования и отсутствия волокна над ЛРП значимо отличаются друг от друга и для появления волокна необходим сдвиг распределения grad Нц в сторону низких значений, то естественно предположить, что возрастание ^гай Нп до значений выше предельного будет приводить к разрушению волокна. Действительно, это предположение подтвердилось на примере, описанного в разделе 3.4 поведения волокна на всех стадиях его развития. Волокно, расположенное частично на внешней границе активной области и частично между активными областями МОАА 4154 и 4156 появилось в области с малыми значениями grad Нц, удлинялось вдоль ЛРП вслед за уменьшением градиента и исчезло при возрастании grad Ни до значений выше предельного.

В разделе 3.5 описан другой случай исчезновения волокна. Это исчезновение волокна было обусловлено перестройкой структуры поддерживающего магнитного поля, которая на уровне фотосферы выразилась в следующем: исчезновение части потока магнитного поля, дробление и перемешивание холмов поля обеих полярностей.

Вообще говоря, процесс исчезновения волокна носит более сложный характер. Здесь при оценке возможности нарушения равновесия и в результате этого эрупции волокна необходимо учитывать длительность, масштаб и мощность возмущения. Кроме того, важную роль могут играть стабилизирующие эффекты. Не-

которое представление о таких эффектах можно получить из примера, исследованного в разделе 3.6. Исследованное волокно обладало особенностью: его южный конец упирался в участок униполярного магнитного поля. В этой особой точке, которую можно назвать точкой (точнее областью) ветвления волокна, в ответ на возмущение (частичное исчезновение) в северной части волокна, происходили два процесса: соединение фибрил в нить, усиление интенсивности нити, соединение ее в точке ветвления с волокном, образование единой системы волокно-нить и расщепление волокна в точке ветвления. Важное значение имеет тот факт, что в исследованном случае довольно сильное возмущение не привело к эрупции волокна, а проявлялось только в точке ветвления. Это свидетельствует о стабилизирующем влиянии этой особой точки на волокно.

В обсуждении к этой главе проведен анализ существующих наблюдательных данных, имеющих отношение к подготовительной стадии появления волокна, и их использование в различного рода моделях возникновения волокон. Показано, что противоречие между полученным нами условием и условием, основанным на конвергентных движениях и слиянии узлов магнитного поля, является кажущимся: последний эффект приводит к сглаживанию неоднородностей магнитного поля и, таким образом, является составным элементом полученного в диссертации более общего условия.

В главе IV рассматривается центральная проблема современной солнечно-земной физики — связь выбросов корональной массы с солнечными вспышками и эруптивными протуберанцами. В микроволновом излучении выбросы корональной массы проявляются как известные уже более 30 лет "отрицательные всплески" и им посвящено достаточно большое количество исследований. Однако результаты этих исследований основаны на данных, полученных с помощью радиотелескопов, не обладавших пространственным разрешением, что затрудняет адекватную интерпретацию этих всплесков.

В разделе 4.1 описаны результаты детальных исследований "отрицательных всплесков", впервые проведенных по данным, полученным с высоким пространственным разрешением. Три исследованных события отличались как по типу

"'отрицательных всплесков", так и по связи с солнечными эруптивными событиями. В одном случае "отрицательный всплеск" был связан с эрупцией протуберанца, во втором — с солнечной вспышкой и в третьем, с солнечной вспышкой, составным элементом которой было внезапное исчезновение волокна. Мы пришли к выводу, что "отрицательные всплески" появляются в результате покрытия радиоисточника, расположенного в одной области, выбросом корональной массы, возникшем в другой области. На этой основе дана интерпретация некоторых остававшихся непонятными особенностей "отрицательных всплесков": относительно слабую связь с событиями в линии На, более частое появление в комплексах активности, чем в отдельных активных областях, отсутствие зависимости между амплитудой всплеска и его продолжительностью.

В разделе 4.2 предложен метод микроволновой диагностики выбросов корональной массы при наблюдениях на солнечном диске. До полета гелиофизической обсерватории 80Н0 это была единственная возможность для определения скорости, размеров и оптической толщины выбросов на диске Солнца.

Наконец, в разделе 4.3, широко используя полученные в диссертации результаты, мы провели анализ существующих взглядов по проблеме причинно-следственных связей в современной солнечно-земной физики. Наше мнение выражается в следующем:

— Выброс корональной массы может быть связан как с солнечной вспышкой, так и с эруптивным протуберанцем.

— Между этими событиями есть причинно-следственную связь, которая определяется характером накопленной в активной области энергии.

— Важность и актуальность исследования подготовительной стадии солнечных эруптивных событий состоит не только в необходимости решения перечисленных выше задач исследования физических механизмов накопления энергии и краткосрочного прогноза мощных эруптивных событий, но и в определении того, что произойдет в результате взрывного высвобождения этой энергии: солнечная вспышка, эрупция протуберанца, выброс корональной массы и в каком сочетании.

В Заключении приводятся основные результаты, полученные в диссертации.

Личный вклад автора заключается в следующем. В работах [26-35, 100-105] автору принадлежит постановка задач, участие в обработке наблюдательных данных и интерпретация полученных результатов. В работах [11, 16] автор принимал равноправное участие на всех этапах выполнения этих работ.

К защите представляются следующие положения:

1. Результаты исследования распределения поляризации микроволнового излучения активных областей на длине волны 5,2 см в зависимости от положения активной области на солнечном диске, ее характеристик в оптическом излучении, стадии развития и вспышечной активности.

2. Критерий для краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек, учитывающий физические особенности генерации микроволнового излучения в области источника и его распространении в короне активной области.

3. Результаты исследования связи между субвспышками и микроволновыми всплесками, вывод о том, что вывод о том, что степень этой связи является хорошим индикатором состояния активной области.

4. Метод количественного описания ситуации на линии раздела полярностей продольного магнитного поля.

5. Необходимое условие для возникновения волокна в активной области: для появления волокна необходим сдвиг распределения grad Нп в сторону низких значений градиента и существование на линии раздела полярностей достаточно протяженных участков, однородных по магнитному полю, на которых значения

Нп не превышают некоторого предельного значения.

6. Результаты исследования "отрицательных всплесков" и их связи с солнечными вспышками, эруптивными протуберанцами и выбросами корональной массы.

Результаты, изложенные в диссертации, докладывались на семинарах ИСЗФ СО РАН, Астрофизического института в Потсдаме; на семинаре секции "Солнце" Астросовета АН СССР (Киев, 1984), на XII региональной консультации по солнечной физике (Смоленице, Чехословакия, 1986) на научных семинарах группы боль-

ших солнечных радиотелескопов (Иркутск, 1987; Ленинград, 1988), XIX и XXVI Конференциях по радиоастрономии (Киев, 1987; Санкт-Петербург, 1995), Всесоюзной конференции "Методы гелио-геофизического прогнозирования" (Калуга, 1988), научном семинаре секции "Радиофизические исследования солнечной системы" (Горький, 1989), на V и VIII семинарах рабочей группы "Специальные теоретические и экспериментальные исследования солнечной плазмы" (Ашхабад, 1986; Ленинград, 1989), на симпозиуме по радиогелиографу Нобеяма (Нобеяма, Япония, 1990), на советско-китайском симпозиуме по солнечной физике (Иркутск, 1991), на XX Ассамблее Европейского геофизического союза (Визбаден, Германия, 1991).

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Максимов, Владимир Павлович

Выводы

Наблюдения "отрицательных всплесков" с высоким пространственным разрешением позволили:

1. Объяснить ряд остававшихся ранее непонятными свойств этих всплесков, а именно: тенденцию "отрицательных всплесков" группироваться в комплексах активности, относительно слабую связь с событиями в На и отсутствие связи между продолжительностью и амплитудой для этих всплесков.

2. Разработать метод диагностики некоторых характеристик выбросов корональной массы в проекции на солнечный диск.

3. Исследовать связь выбросов корональной массы с солнечными вспышками и протуберанцами.

Основное содержание главы опубликовано в работах [103-104].

Заключение

В заключение перечислим основные результаты работы.

I. Исследована эволюция активных областей в полном и поляризованном микроволновом излучении, выделены признаки, характеризующие предвспышеч-ную стадию.

1. Показано, что для корректной интерпретации поведения поляризованного компонента микроволнового излучения на предвспышечной стадии необходимо учитывать физические особенности генерации излучения в области источника и его распространении в короне активной области.

2. Установлено, что микроволновое излучение малых групп пятен, характеризуемых преобладанием магнитного поля какой-либо одной полярности, независимо от их широтного положения не меняет знака круговой поляризации при прохождении группы пятен по диску.

3. Показано, что по своим временным характеристикам процесс смены знака поляризации излучения с длиной волны 5,2 см ближе к характеристикам процесса на волне 9,0 см, чем на волнах 3,2 и 4,4 см.

4. Установлено, что временные характеристики явления смены знака поляризации зависят от параметров групп пятен в оптическом излучении, таких как широта группы пятен, угол наклона оси группы пятен относительно экватора, протяженность группы пятен.

5. Показано, что для вспышечных групп пятен достаточно уверенно выявляются особенности в поведении поляризованного излучения вблизи солнечных лимбов. На восточном лимбе появление поляризованного излучения опережает выход группы пятен на видимую сторону солнечного диска, а на западном лимбе в среднем исчезает вместе с заходом группы пятен за лимб.

6. Обнаружен факт исчезновения поляризованного излучения, связанный с резким уменьшением площади группы пятен (скорость уменьшения площади больше 200 м.д.п./сут). При этом значение площади, при котором исчезла поляризация, оставалось существенно больше (в 4 и более раз), чем определенное для медленно эволюционирующих групп пятен значение 50 м.д.п.

7. Установлено, что предвспышечная стадия характеризуется высокими значениями потока микроволнового излучения и резкими изменениями поведения из-лучательной способности F/S активной области. Если вспышка происходит в активной области, поток микроволнового излучения которой превышает 20 с.е.п., высока вероятность того, что эта вспышка будет мощной.

8. Показано, что степень связи субвспышка-всплеск не зависит или слабо зависит от таких характеристик субвспышки в линии На, как время от начала субвспышки до максимума ее интенсивности, продолжительности и площади, но зависит от яркости субвспышки. Пространственная группировка субвспышек, сопровождаемых всплесками, вблизи крупных пятен имеет место только в относительно простых группах пятен. В сложных группах субвспышки, сопровождаемые и не сопровождаемые всплесками, появляются вперемешку практически по всей площади активной области.

9. Показано, что степень связи субвспышка-всплеск является довольно чувствительным индикатором состояния активной области: она начинает возрастать примерно за сутки до возникновения мощной солнечной вспышки, сохраняется высокой в течение всего возмущенного периода и остается еще достаточно высокой на следующий день после окончания возмущенного периода.

II. Исследование связи между динамикой магнитного поля комплекса активности и возникновением, развитием и разрушением темных волокон позволило:

1. Разработать метод количественного описания ситуации на линии раздела полярностей продольного магнитного поля, основанный на измерениях grad Нп вдоль всей ЛРП, построении распределения этой величины и исследовании временного поведения параметров распределения. Метод допускает распространение на другие наблюдаемые величины: угол между направлением фибрил, поперечного магнитного поля, большой оси супергранулы и ЛРП.

2. Получить второе необходимое условие для возникновения волокон в активной области: для появления волокна необходим сдвиг распределения grad Нц в сторону низких значений градиента и существование на линии раздела полярностей достаточно протяженных участков, однородных по магнитному полю, на которых значения grad Нп не превышают некоторого предельного значения. Нормировка введенного параметра неоднородности а на предельное значение grad Нптах позволяет учесть влияние пространственного разрешения магнитографа на измеряемые значения магнитного поля и, таким образом, проводить анализ ситуации на данной ЛРП по наблюдениям на различных магнитографах.

3. Обнаружить не обсуждавшийся ранее тип исчезновения волокна, обусловленный перестройкой структуры поддерживающего магнитного поля. На уровне фотосферы эта перестройка выражается в исчезновении части потока магнитного поля, дроблении и перемешивании холмов поля обеих полярностей.

4. Определить связь между процессами в особой точке волокна и кратковременными возмущениями в пространственно удаленном от нее участке волокна.

III. В результате проведенных исследований разработаны физически обоснованные методы - для краткосрочного прогноза солнечных эруптивных событий диагностики некоторых характеристик выбросов корональной массы в проекции на солнечный диск.

IV. В результате исследования проявлений выбросов корональной массы в микроволновом диапазоне и их связи с солнечными вспышками и эруптивными протуберанцами получен ряд новых результатов.

1. Объяснен ряд остававшихся ранее непонятными свойств этих всплесков, а именно: тенденцию "отрицательных всплесков" группироваться в комплексах активности, относительно слабую связь с событиями в На и отсутствие связи между продолжительностью и амплитудой для этих всплесков.

2. Показана связь выбросов корональной массы с солнечными вспышками и протуберанцами.

В заключение считаю необходимым выразить глубокую благодарность коллективу наблюдателей ССРТ за предоставление высококачественного наблюдательного материала.

Автор искренне признателен своим соавторам И.А. Бакуниной, A.B. Боровику, Л.В. Ермаковой, Г.Н. Зубковой, Б.И. Лубышеву, В.П. Нефедьеву, A.A. Проко-пьеву, Г.Я. Смолькову за плодотворное сотрудничество.

Выражаю искреннюю благодарность В.Е. Степанову, А.Т. Алтынцеву, В.М. Бардакову, A.M. Уралову за интерес к работе, полезные обсуждения и дружескую поддержку.

Считаю приятным долгом выразить благодарность Б.В. Агалакову, В.В. Гречневу, Р.А.Сычу и Д.В. Просовецкому за помощь в работе и полезные советы.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Максимов, Владимир Павлович, 1998 год

ЛИТЕРАТУРА

1. Ахмедов Ш.Б. О зависимости потока медленно меняющейся компоненты ра-диозлучения Солнца от класса групп пятен// Солн. данные. 1968. N 2. С. 7683.

2. Аурас Г., Крюгер А., Боровик В.Н., Ватрушин С.М., Наговицин Ю.А., Се-никВ.А., Коржавин А.Н. Эволюция активной области, связанной с протонным событием 24 апреля 1985 года, по радио наблюдениям// Прогнозы солнечной активности и наблюдения солнечных активных явлений/ Ред. Витин-ский Ю.И. Л.: Наука. 1987. С. 51-52.

3. Блох Г.М., Кужевский Б.М. Малые вспышки на Солнце как источник предвспышечных возрастаний СКЛ// Препринт НИИЯФ МГУ. 88-31/52. 1988. 29 с.

4. Боровик A.B. Малые солнечные вспышки в активной области N 135 СД 23 июня 1984 года// Астрон. циркуляр. 1985. N 1413. С. 2-4.

5. Боровик В.Н., Гельфрейх Г.Б. Лубышев Б.И. К вопросу о направленности излучения локальных источников медленно меняющейся компоненты радиоизлучения Солнца на волне 3,2 см // Астрон. журн. 1975. Т. 52. С. 97-105.

6. Гельфрейх Г.Б., Ахмедов Ш.Б., Боровик В.Н. и др. Исследование локальных источников медленно меняющейся компоненты радиоизлучения Солнца в сантиметровом диапазоне// Известия ГАО. 1970. N 185. С. 166-182.

7. Гельфрейх Г.Б. Микроволновая диагностика магнитных полей Солн-ца//Динамика токовых слоев и физика солнечной активности/Ред. Балклавс А.Э. Рига: Зинатне, 1982. С. 116-124.

8. Гопасюк С.И., Северный А.Б. Некоторые общие особенности солнечных и звездных магнитных полей// Письма в Астрон. журн. 1983. Т. 48. С. 120-124.

9. Де Ягер К. Строение и динамика атмосферы Солнца. М.: Изд-во иностр. лит., 1962. С. 193.

10. Ермакова Л.В. Изменение распределения магнитного поля активной области в процессе ее эволюции// Исследования по геомагн., аэрон, и физике Солнца. М.: Наука. 1982. Вып. 62. С. 257-269.

11. Ермакова Л.В., Максимов В.П. Исчезновение волокна в активной области СД 227/79.// Солнечные данные. 1986. N 8. С. 71-76.

12. Железняков В.В. Радиоизлучение Солнца и планет. М.: Наука, 1964. 560 с.

13. Железняков В.В., Злотник Е.А. О поляризации радиоволн, прошедших через область квазипоперечного магнитного поля в солнечной короне// Астрон. журн. 1963. Т. 40. С. 633-642.

14. Зайцев В.В., Степанов A.B. Природа вспышечного энерговыделения на Солнце и диагностика плазмы солнечных вспышек// Изв. Крымск. астрофиз. обе. 1994. Т. 91. С. 144-162.

15. Зубкова Г.Н., Кардаполова H.H., Лубышев Б.И., Нефедьев В.П., Потапов H.H., Смольков Г .Я. Эволюция локальных источников микроволнового излучения на Солнце в период 9-21 июля 1982 г. и 2-10 июля 1985 г. по наблюдениям на ССРТ// Препринт СибИЗМИР 14-87. Иркутск. 1987. 25 с.

16. Зубкова Г.Н., Лубышев Б.И., Максимов В.П., Нефедьев В.П., Смольков Г.Я. Исследование эволюции и вспышечной активности комплекса активности СД 228+229/82//Солнечные данные. 1989. N 1. С. 99-103.

17. Иошпа Б.А. Измерение магнитных полей в протуберанцах и структура магнитного поля в области расположения хромосферных волокон// Солнечная активность. М.: Наука. 1968. N 3. С. 44-63 .

18. Иошпа Б.А., Куликова Е.Х. Эволюция магнитного поля и поля скорости в области спокойного волокна (август-сентябрь 1985 г.)// Физика солнечной активности/Ред. Могилевский Э.И. М.: Наука. 1988. С. 168-175.

19. Иошпа Б.А., Куликова Е.Х. Характер распределения магнитного поля и скорости в области спокойных волокон// Солнечные магнитные поля и корона. Т. l./Ред. Теплицкая Р.Б. Новосибирск: Наука, 1989. С. 167-172.

20. Кардаполова H.H., Нефедьев В.П., Смольков Г.Я. Всплесковая активность в группе пятен N 135 23 июня 1984 года// Астрон. циркуляр. 1985. N 1413. С. 67.

21. Карташова Л.Г. Волокна, не связанные с пятнами и структура хромосферы вокруг них// Изв. Крымск. астрофиз. обсерв. 1979. Т. 59. С. 73-90.

22. Коржавин А.Н., Боровик В.Н., Ахмедов Ш.Б. Высокотемпературные образования в короне активных областей как проявление вспьппечной активности// Прогнозы солнечной активности и наблюдения солнечных активных явле-ний/Ред. Витинский Ю.И. Л.: Наука. 1987. С. 52.

23. Коржавин А.Н. Нетепловые источники микроволнового излучения активных областей на Солнце/Дисс. соискание уч. степени д.ф.м.н. Н.Архыз-С.Петербург. 1994. 82 с.

24. Коробчук О.В., Петерова Н.Г. Спектральные исследования протонно-активных областей на Солнце в сантиметровом диапазоне волн// Радиоизлучение Солнца/ Ред. Молчанов А.П. Л.: ЛГУ, 1984. Вып. 5. С. 102-114.

25. Макаров В.И., Молоденский М.М. Структура хромосферы перед протонной вспышкой 7 сентября 1973 г. по фильмам с ИПФ в линиях На и КСа7/ Солнечные данные. 1976. N 1. С. 93-98.

26. Максимов В.П., Ермакова Л.В. Волокна и магнитное поле активной области// Астрон. журн. 1985. Т. 62. С. 558-561.

27. Максимов В.П., Ермакова Л.В. О связи появления волокна с изменениями магнитного поля активной области//Астрон. журн. 1987. Т. 64. С. 841-849.

28. Максимов В.П., Нефедьев В.П., Смольков Г.Я. Прогноз протонных вспышек по распределению поляризации микроволнового излучения активной области// Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1988, Вып.82, С. 155-160.

29. Максимов В.П., Бакунина И.П., Нефедьев В.П., Смольков Г.Я. Связь вспы-шечной активности с распределением поляризации микроволнового излучения групп пятен// Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1988, Вып.83, С. 111-117.

30. Максимов В.П., Бакунина И.А. Смена знака круговой поляризации микроволнового излучения активных областей на волне 5,2 см// Астрон. журн. 1991. Т.68. С.394-403.

31. Максимов В.П., Прокопьев A.A. Некоторые процессы в точке ветвления волокна// Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1988, Вып.79, С.90-98.

32. Максимов В.П., Прокопьев A.A. Динамика магнитного поля и появление, развитие и разрушение волокна на Солнце// Астрон. журн. 1993. Т. 70. С. 10991107.

33. Максимов В.П., Бакунина И.А. Поведение микроволнового излучения активных областей вблизи лимбов// Астрон. журн. 1995. Т. 72. С. 250-256.

34. Максимов В.П., Бакунина И.А. Изменения потока S-компонента и солнечные вспышки//Астрон. журн. 1996. Т. 73. С. 317-321.

35. Максимов В.П., Бакунина И.П., Нефедьев В.П., Смольков Г.Я. Способ краткосрочного прогноза мощных солнечных вспышек// Бюлл. изобретений 1996. N21. С. 131-134.

36. Максимов, В.П. О поляризации микроволновых всплесков// Тезисы докладов XXVII Радиоастрономической конференции. Санкт-Петербург. 1997. С. 7879.

37. Нефедьев В.П., Потапов H.H., Смольков Г.Я. О возможном проявлении процесса накопления энергии, связанного с мощными вспышками// Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1984. Вып. 68. С. 84- 90.

38. Обашев С.О. Распределение высот солнечных протуберанцев// Изв. Крымск. астрофиз. обсерв. 1963. Т. 29. С. 118-125.

39. Огирь М.Б., Парфиненко Л.Д., Стоянова М.Н. К вопросу о вспышечной активности июльской группы 1982 г.// Солнечные данные. 1984. N 9. С. 77-85.

40. Петерова Н.Г., Ахмедов Ш.Б. О влиянии поперечных магнитных полей на поляризованное излучение локальных источников на Солнце// Астрон. журн. 1973, Т.50, С.1220-1232.

41. Петерова Н.Г. О зависимости свойств локальных источников S-компоненты радиоизлучения Солнца на волне 4,4 см от структуры соответствующих им групп пятен// Астрофиз. исследования. 1974. N 6. С. 39-54.

42. Петерова Н.Г. Исследование круговой поляризации источников S-компоненты радиоизлучения Солнца по наблюдениям с высоким разрешением// Астрофиз. исследования. 1975. N 7. С. 134-147.

43. Петерова Н.Г., Рябов Б.И. Восстановление поляризованного излучения локальных источников и структура корональных магнитных полей// Астрон. журн. 1981, Т.58, С. 1070-1077.

44. Пикельнер С.Б. Образование протуберанцев//Астрон. журн. 1971. Т. 48. С. 357-361.

45. Саттаров И.С., Огирь М.Б., Делоне А.Б., Боровик A.B. О развитии и вспы-шечной активности группы солнечных пятен СД N 135 (1984)// Астрон. циркуляр. N 1413. С. 1-2.

46. Северный А.Б. Нестационарные процессы в солнечных вспышках как проявление пинч-эффекта//Астрон. журн. 1958. Т. 35. С. 335-350.

47. Северный А.Б. Исследование магнитных полей, связанных со вспышками на Солнце//Изв. Крымск. астрофиз. обе. 1960. Т. 22. С. 12-41.

48. Смольков Г.Я., Тресков Т.А., Криссинель Б.Б., Потапов H.H. Основные проектные параметры Сибирского солнечного радиотелескопа// Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1983 Вып. 64. С. 130-148.

49. Соболева Н.С. Исследование "постоянной" и медленно меняющейся составляющих радиоизлучения Солнца статистическими методами// Известия ГАО. 1970. N 185. С. 183-190.

50. Сомов Б.В. Солнечные вспышки// Итоги науки и техники. Сер. Астрономия. М.: ВИНИТИ, 1987. Т. 34. С. 78-135.

51. Степанов В.Е., Ермакова Л.В., Меркуленко В.Е., Паламарчук Л.Э., Поляков В.И., Клочек Н.В. Движения во вспышечных узлах и магнитные поля во вспышке 06.10.1979 г.// Исследования по геомагн., аэрон, и физике Солнца. 1981. Вып. 56. С. 98-106.

52. Сыроватский С.И. Токовые слои и вспышки в космической и лабораторной плазме// Известия АН СССР, серия физ. 1979. Е. 43. С. 695-707.

53. Цап Т.Т. Магнитные поля и тонкая структура в активной области// Изв. Крымск. астрофиз. обсерв. 1965. Т. 33. С. 92-99.

54. Язев С.А., Хмыров Г.М. О связи между некоторыми параметрами волокна и системы крупномасштабных магнитных полей// Солн. данные. 1987. N 12. С. 75-80.

55. Amari Т., Demoulin P., Browning P., Hood A.W., Priest E.R. The creation of magnetic environment for prominence formation in coronal arcade.// Astron. and Astrophys. 1991. V.241. P.604 - 612.

56. Aulanier G., Demoulin P. 3-D magnetic configurations supporting prominences. I. The natural presence of lateral feet//Astron. Astrophys. 1998. V. 329. C. 1125-1137.

57. Bardakov V.M. A prominence model in a simple magnetic arcade//Solar Phys. 1998. V. 179. P. 327-347.

58. Billings D., Kober C. Distribution of prominence heights// Astron. J. 1957. V. 62. P. 242-250.

59. Bornmann P.L., Kalmbach D., Kulhanek D., Casale A. A study of the evolution of solar active regions for improving solar flare forecasts// Solar-Terrestrial Predictions/Eds. Thompson R.J. etal. Boulder: NOAA, 1990. V.l. P.301-308.

60. Bmzek A. Ueber die Ursache der "ploetzlichen" Filamentaufloesungen// Z. Astrophys. 1952. V. 31. P. 99-107.

61. Bruzek A. Anhang der Filamentaufstieg von August 9, 1956// Z. Astrophys. 1957. V. 42. P. 76-86.

62. Bumba V. How does the magnetic field of an usual active region develop?// Bull. Astron. Inst. Czechosl. 1983. V. 34. P. 219-229.

63. Burkepile J.T., St. Cyr O.C. A revised and expanded catalogue of mass ejections observed by the Solar Maximum Mission coronograph// NCAR Technical Note. Boulder: NOAA. 1993. 233 p.

64. Cohen M.H. Microwave polarization and coronal magnetic fields// Astrophys. J. 1961, V. 133, P. 978-982.

65. Covington A.E. Series of unusual microwave absorptions, April 30, May 1, 2, and 3, 1974// Solar-Geophysical Data. 1974. V. 358. Part I. P. 20-22.

66. Davies R.D. Analysis of bursts of solar radio emission and their association with solar and terrestrial phenomena// Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 1954. V. 114. P. 74-92.

67. Demoulin P., Priest E.R. A twisted flux model for solar prominences. II — Formation of a dip in a magnetic structure before the formation of a solar prominence// Astron. Astrophys. 1989. V. 214. P. 360-368.

68. Demoulin P., Priest E.R. A model for an inverse-polarity prominence supported in a dip of a quadrupolar region// Solar Phys. 1993. V.144. P.283 - 305.

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

70. Dryer M. Comments on the origins of coronal mass ejection// Solar Phys. 1996. V. 169. P. 421-429.

71. Enome S. A review of short-term flare forecasting activities at Toyokawa// Solar-Terrestrial Predictions/ Ed. Donnelly R.F. Boulder: NOAA, 1979. V. 1. P. 205-211.

72. Feinman J., Martin S.F. The initiation of coronal mass ejections by newly emerging magnetic flux// J. Geophys. Res. 1995. V. 100. P. 3355-3367.

73. Fokker A.D. Unusual burst of activity associated with McMath region 10789 on June 13, 14, 1970// Solar activity and related interplanetary and terrestrial phenomena. Berlin. 1973. P. 117-119.

74. Frazier E.N. The relations between chromospheric features and photospheric magnetic fields// Solar Phys. 1972. V. 24. P. 98-112.

75. Gaizauskas V. Needs and constraints for ground-based cooperative programs on solar flare//Adv. Space Res. 1991. V. 11. No 5. P.105-113.

76. Gelfreikh G.B., Peterova N.G., Ryabov B.I. Measurements of magnetic fields in solar corona as based on the radio observations of the inversion of polarization of local sources at microwaves// Solar Phys. 1987, V.108, P.89-97.

77. Giovanelli R.G. The relations between eruptions and sunspots// Astrophys. Journal. 1939. V. 89. P. 555-561.

78. Gopalswamy N., Zheleznyakov V.V., White S.M., Kundu M.R. Polarization features of solar radio emission and possible existence of current sheets in active regions// Solar Phys. 1994. V. 155. P. 339-350.

79. Gopasyuk S.I. On possibilities of investigation a magnetic field structure and a velocity field with the magnetographs// Physica Solaryterrestris. 1980. N 14. S. 6976.

80. Gosling J.T. The solar flare myth// J. Geophys. Res. 1993. V. 98. P. 18937-18949.

81. Gosling J.T. Reply// J. Geophys. Res. 1995. V. 100. P. 3479-3480.

82. Gosling J.T., Hundhausen A.I. Reply// Solar Phys. 1995. V. 160. P. 57-60.

83. Hachenberg O. Untersuchungen ueber Strahlungausbrueche der Sonne im cm-Wellengebiet// Z. Astrophys. 1958. V. 46. P. 67-87.

84. Harrison R.A. The nature of solar flares associated with coronal mass ejection// Astron. & Astrophys. 1995. V. 304. P. 585-594.

85. Harrison R.A. Coronal magnetic storms: a new perspective on flares and the 'Solar flare myth'debate//Solar Phys. 1996. V. 166. P. 441-444.

86. Hirman J.// Forecaster's Manual August 1989 Edition. Boulder: NOAA, 1969, 63 p.

87. Hudson H., Haisch B., Strong K.T. Comment on 'The solar flare myth.' by J.T.Gosling// J. Geophys. Res. 1995. V. 100. P. 3473-3477.

88. Hundhausen A.J. Sizes and locations of coronal mass ejections — SMM observations from 1980 and 1984-1989//J. Geophys. Res. 1993. V. 98. P. 13177-13200.

89. Janardhan P., Balasubramanian V., Ananthakrishnan S., Dryer M., Bhatnagar A., Mcintosh P.S. Travelling interplanetary disturbances detected using interplanetary scintillation at 327 MHzII Solar Phys. 1996. V. 166. P. 379-401.

90. Jordan S., Garcia A., Bumba V. Interpreting the large limb eruption of July, 1982// Solar Phys. 1997. V. 173. P. 359-376.

91. Joselyn J.A., Mcintosh P.S. Disappearing solar filaments — A useful predictor of geomagnetic activity// J. Geophys. Res. 1981. V. 86. P. 4555-4564.

92. Kleczek J. Magnetic structure of quiescent prominences// Hvar Obs. Bull. 1980. V. 4. P. 35-37.

93. Kluber H. Measurements of solar magnetic fields near dark filaments// Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1967. V.137. P. 297-304.

94. Kosugi K. Directivity of radio emission from solar flares// Publ. Astron. Soc. Japan. 1985. V. 37. P. 575-589.

95. Krueger A. Physics of solar continuum radio bursts// Berlin: Akademie-Verlag. 1972. 206 p.

96. Lee J.W., Gary D.E., Hurford G.J. Microwave emission from a sunspot. II. The center-to- limb variation// Solar Phys. 1993. V.144. P.349-360.

97. Kundu M.R. Structures et propriétés des sources d'activité solaire sur ondes centimetriques// Ann. d'Astrophys. 1959. V. 26. P. 3-102.

98. Leroy J.-L. Mass balance and magnetic structure in quiescent prominences// Proc. Japan-France Seminar on Solar Phys/Eds. Moriyama F., Henoux J.C. Tokyo: University of Tokyo, 1981. P. 155-159.

99. Leroy J.L. Observation of prominence magnetic fields// Dynamics and structures of quiescent solar prominences/ Ed. Priest E. 1988. Kluwer Acad. Publ. P. 77-115.

100. Maksimov V.P., Ermakova L.V. The relationship between the appearance of filaments and the active region magnetic field dynamics//Contr. Astron. Obs. Skalnate Pleso. 1986. V. 15. P. 65-74.

101. Maksimov V.P., Zubkova G.N., Borovik A.V. An investigation of the subflare-microwave burst connection// Astron. Nachrichten. 1990. V. 311. P. 299-303.

102. Maksimov V.P., Nefedyev V.P., Smolkov G.Ya., Bakunina I.A. Flare activity prediction from the polarization distribution of microwave emission of sunspot groups// Solar-Terrestrial Predictions/ Eds. Thompson R.J. et al. Boulder: NOAA, 1990. V.l. P.526-532.

103. Maksimov V.P., Nefedyev V.P. The observation of a 'negative burst' with high spatial resolution//Solar Phys. 1991. V. 136. P.335-342.

104. Maksimov V.P., Nefedyev V.P. Some possibilities of microwave diagnostics of eruptive prominences// Ann. Geophysicae. 1992. V. 10. P. 354-358.

105. Maksimov V.P., Prokopiev A.A. Filaments and large-scale magnetic fields// Astron. Nachrichten. 1995. V. 316. P. 249-253.

106. Martin S.F. The evolution of prominences and their relationship to active centers// Solar Phys. 1973. V. 31. P. 3-21.

107. Martin S.F., Livi S.H.B., Wang J. The cancellation of magnetic flux in decaying active region//Australian J. Phys. 1985. V. 38. P. 929-959.

108. Martin S.F. Recent observations of the formation of filaments// Coronal and prominence plasmas/ Ed. Poland A.I. NASA Conf. Publ. 1986. N 2442 P. 73-80.

109. Martres M.J., Michard R., Soru-Iscovici I. Etude morphologique de la structure magnetique des regions actives en relation avec les phenomenes chromospheriques et les eruptions solaires. II. Localisation des plages brillantes, filaments et eruptions. // Ann. Astrophys. 1966. V.29. P.249 - 253.

110. Nagabhushana B.S., Gokhale M.N. Photospheric field gradient in the neighbourhood of quiescent prominences// Hvar Obs. Bull. 1989. V. 13. P. 25-29.

111. Neidig D.F. Solar flare forecasting: progress and the future// Solar-Terrestrial Predictions// Eds. Thompson R.J. et al. Boulder: NOAA, 1990. V.l. P. 154-172.

112. Pikel'ner S.B. Origin of quiescent prominences//Solar Phys. 1971. V. 17. P. 44-49,

113. Priest E.R:- Milne A.M., Roberts B. A modifiied Kippenhahn-Schluter model for quiescent prominences// The physics of solar prominences, IAU Colloq. N 44/Eds. Jensen E., Maltby P., Orrall F.Q. Oslo: Inst. Theor. Astrophys. 1978. P. 184-188.

114. Pudovkin M.I. Comment on 'The solar flare myth' byJ.T.Gosling// J. Geophys. Res. 1995. V. 100. P. 7917-7919.

115. Rompolt B. Small scale structure and dynamics of prominences// Hvar Obs. Bull. 1990. V. 14. P. 37-102.

116. Rompolt B., Bogdan T. On the formation of active region prominences (H alpha filaments)// Proceedings of coronal and prominences plasma/ Ed. A.I.Poland. GSFC. Greenbelt. 1986. P. 81-87.

117. Rust D.M. Magnetic fields in quiescent solar prominences. II. Photospheric sources//Astrophys. J. 1970. V. 160. P. 315-324.

118. Rust D.M. An active role for magnetic fields in solar flares// Solar Phys. 1976. V. 47. P. 21-40.

119. Sakurai T., Makita M. Vector magnetograms of solar active regions. December 1982-December 1983. Okayama Asrophys. Obs. Tokyo Astron. Obs., 1984. 262 p.

120. Sanahuja B., Domingo V., Wenzel K.-P., Joselyn J.A., Keppler E. A large proton event associated with solar filament activity// Solar Phys. 1983. V. 84. P. 321-337.

121. Sanahuja B., Heras A., Domingo V., Joselyn J.A. Low-energy particle events and solar filament eruptions// Adv. Space Res. 1986. V. 6. P. 277-280.

122. Sawyer C. Are "negative bursts" due to absorption?// Solar Phys. 1977. V. 51. P. 203-215.

123. Sawyer C., Warwick J.W., Dennet J.T. Solar flare prediction. Colorado Ass. Univ. Press. 1986. 191 p.

124. Schmieder B. Mass motion in and around prominences// Dynamics of quiescent prominences IAU Coll. 117/Eds. V.Ruzdjak and E. Tandberg-Hanssen. SpringerVerlag. 1990. P. 85-105.

125. Schmieder B., van Driel-Gesztelyi L., Henoux J.-C., Simnett G.M. Conditions for flare and filament formation in interacting solar active regions// Astron. and Astrophys. 1991. V. 244. P. 533-543.

126. Schmieder B., Fontenla J., Tandberg-Hanssen E. A microflare-related activation of an active region filament observed in Ha and C IV lines// Astron. and Astrophys. 1991. V. 252. P. 343-352.

127. Sevemy A.B. Solar flares// Annual Rev. Astrophys. 1964. V. 2. P. 3643-82.

128. Shelke R.N., Pande M.C. On the relation between large scale solar magnetic fields and filament positions//Bull. Astron. Soc. India. 1983. V. 11. P. 327-336.

129. Smith S.F.// Structure and development of solar active regions. IAU Symp./ Ed. Kiepenheuer K.O. 1968. V. 35. P. 267.

130. Som-Escaut I., Mouradian Z. Sudden disappearance and reappearance of solar filaments by heating and cooling// Astron. Astrophys. 1990. V. 230. P. 474-478.

131. Svestka Z. On 'The solar flare myth' postulated by Gosling// Solar Phys. 1995. V. 160. P. 53-56.

132. Svestka Z., Cliver E.W. Histoiy and basic characteristics of eruptive flares// Eruptive Solar Flares. Proceed. IAU Coll. 133/ Eds Z.Svestka et al. NY: SpringerVerlag. 1992. P. 1-24.

133. Takakura T. Limiting polarization of solar microwave emission// Publ. Astron. Soc. Japan. 1961. V. 13, P. 312-320.

134. Tanaka H., Kakinuma T. The relation between the spectrum of slowly vaiying component of solar radio emission and solar proton event// Report Ionosph. Space Res. Japan. 1964. V. 18. P. 32-44.

135. Tanaka H., Enome S. The microwave structure of coronal condensations and its relation to proton flares// Solar Phys. 1975, V.40, P. 123-131.

136. Tanaka K. Measurement and analysis of magnetic field variations during a class 2B flare// Solar Phys. 1978. V. 58. P. 149-163.

137. Tandberg-Hanssen E. Solar Prominences. Dordrecht: Reidel D., 1974. 155 p.

138. Van Ballegooijen A.A., Martens P.C.H. Formation and eruption of solar prominences//Astrophys. J. 1989. V. 343. P. 971-984.

139. Vial J.-C. An example of a joint observing program betveen SO HO and ground-based observatories: prominence study//JOSO Annual Report/Ed. A. v. Alvensleben. 1991. P. 78-83.

140. Zirin H., Marquette W. BEARALERTS: a successful flare prediction system// Solar Phys. 1991. V.131. P.149-164.

141. Zubkova G.N., Kardapolova N.N., Lubyshev B.I., Nefedjev V.P., Smolkov G.Ya., Sych R.A., Treskov T.A. Some results of solar radio emission observations at the Siberian Solar Radio Telescope// Astron. Nachrichten. 1990. V. 311. P. 313-315.