Магнитные поля спокойных протуберанцев тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Клепиков, Владимир Юрьевич

• Клепиков, Владимир Юрьевич
• кандидат физико-математических наук
• 1999

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Клепиков, Владимир Юрьевич

Оглавление

ВВЕДЕНИЕ

Структура и содержание работы

ГЛАВА 1. КЛАССИФИКАЦИИ ПРОТУБЕРАНЦЕВ

1.1. Морфологические классификации

1.2. Спектральные классификации

1.3. Тонкая структура в На

1.4. Эволюция волокон в течение солнечного цикла

1.5. МГД модели спокойного протуберанца

1.6. Обзор наблюдений

ГЛАВА 2. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ И ОБРАБОТКИ РЕЗУЛЬТАТОВ

2.1. Магнитограф Никольского

2.2. Наблюдения протуберанцев на магнитографе Никольского

2.3. Методика обработки результатов наблюдений

ГЛАВА 3. МАГНИТОГРАФИЧЕСКИЕ ПАРАМЕТРЫ СПОКОЙНЫХ ПРОТУБЕРАНЦЕВ

3.1. Наблюдательный материал

3.2. Общие характеристики магнитного поля

3.3. Доплеровская скорость

3.4. Горизонтальная скорость

3.5. Магнитное поле и доплеровская скорость

3.6. Вертикальный градиент магнитного поля

3.7. Крупномасштабная структура поля

3.8. Колебательные явления в протуберанцах

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Основные результаты и выводы

Благодарности

ЛИТЕРАТУРА

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Магнитные поля спокойных протуберанцев»

Введение

Актуальность проблемы.

Магнитные поля являются важным параметром, определяющим природу солнечной активности. Практически все солнечные структуры (корональные арки, стримеры, протуберанцы, вспышки, спикулы, пятна, гранулы и т.д.) отражают различные конфигурации магнитных полей. Поэтому большое количество исследований посвящено разработке специальных поляриметров (и магнитографов в том числе), наблюдениям и интерпретации полученных результатов. Первые попытки, предпринятые Бэбкоком [1], предложившим фотоэлектрический метод измерения продольного поля на основе эффекта Зеемана, успешно реализованы в магнитографических измерениях для фотосферных магнитных полей. В настоящее время различные типы поляриметров, работающие в фотоэлектрическом и видео режимах, используются для исследования фотосферных магнитных полей, где магнитное расщепление соизмеримо с шириной линии. В то же время проблема прямой магнитографической диагностики в короне остается открытой несмотря на отдельные попытки регистрации наземными способами и успешно работающие космические обсерватории (УОНКНО, 8ОНО, КОРОНАС-И и др.).

В чем причина? Традиционная диагностика, основанная на анализе эффектов Зеемана и Ханле [2] сталкивается с трудностями слабого сигнала при наличии значительного шума. В верхних слоях солнечной атмосферы (хромосфера, протуберанцы, корона) ширины эмиссионных линий (Р\¥НМ -полная ширина на половине интенсивности) составляют в среднем 0.4 - 1.0 А, в

4 °

то время, как магнитное расщепление для полей 3-10 Гс составляет 10" А, т.е. на 3-4 порядка меньше ширины линий. Регистрация магнитного поля должна быть основана на повышении отношения «сигнал к шуму», которое, в свою

очередь, достигается за счет повышения полезного сигнала и снижения «паразитного» фона.

Обзоры различных способов регистрации напряженности магнитного поля, основанных на анализе эффектов Зеемана, Ханле, Фарадея и т.д. приведен в [3, 52].

Настоящая работа посвящена экспериментальному исследованию магнитных полей спокойных протуберанцев. Протуберанцы - относительно

10 3

холодные, плотные образования (КГ ~ 10 см" , Т ~ 6000 К°) в горячей,

О О £.

разреженной солнечной короне (К ~ 10 см" , Т >10 К°) известны уже более 120 лет. В линии На они выглядят как яркие образования на лимбе и темные на диске. Фактически термин «протуберанец» используется для описания широкого набора структур от относительно стабильных, время жизни которых составляет несколько месяцев, до эруптивных транзиентных явлений, длящихся не более нескольких часов. Наблюдения выявили большое разнообразие форм протуберанцев. Как следствие - множество попыток классифицировать протуберанцы по морфологическим признакам и спектральным характеристикам. И, наконец, наблюдения магнитных полей в протуберанцах, проводившиеся три десятилетия (1960 - 1990 г.г.) различными группами исследователей, положили начало новому этапу в изучении физических свойств протуберанцев, являющихся одним из самых ярких проявлений солнечной активности.

Измерения величины магнитного поля в протуберанцах дали широкий набор значений этого параметра. Сложилась ситуация, в которой результаты измерений величины поля в протуберанцах у разных исследователей отличались на несколько порядков. Такое разногласие обусловлено техническими трудностями измерения «слабых» магнитных полей в «слабых» солнечных структурах:

• Ожидаемое зеемановское расщепление для линии На в протуберанцах составляет 10"4 - 10"3 от ширины линии для полей 3-20 Гс.

• Интенсивность линии На в протуберанцах составляет 10"1 - 10~4 от интенсивности центра диска Солнца в близлежащем континууме. В этом случае влияние инструментального фона питающего телескопа и, соответственно, инструментальной поляризации становится критическим.

Технические трудности прямой регистрации слабых магнитных полей объясняют отсутствие в настоящее время хотя бы эпизодических магнитографических измерений в верхней атмосфере Солнца и в протуберанцах, в частности. На последнем коллоквиуме MAC, посвященном протуберанцам (IAU Colloquium 167, 1997), не было представлено ни одного доклада, посвященного современным измерениям магнитных полей в протуберанцах.

Для сравнения наблюдательных данных с предсказаниями теоретических моделей необходимо исследование таких «магнитных» характеристик протуберанцев, как связь знака поля протуберанца и знака нижележащего фотосферного поля, вертикальный градиент поля, соотношение величины магнитного поля и динамики протуберанца.

Вышеизложенное свидетельствует об актуальности тематики данной диссертации.

Цель работы.

1. Разработка методики измерений и калибровок на магнитографе Никольского.

2. Проведение длительной серии наблюдений спокойных протуберанцев и получение объема данных, достаточного для статистического анализа.

3. Выявление закономерностей и взаимосвязей магнитографических параметров и сравнение результатов с существующими моделями спокойных

протуберанцев на основе статистического анализа магнитографических данных 1979-1987 гг.

Научная новизна.

В диссертационной работе впервые:

1. Получен магнитографический материал в объеме, достаточном для статистического анализа как по всей совокупности измерений, так и при рассмотрении протуберанца в качестве элемента статистического ансамбля. Проведена статистическая обработка данных и выявлены закономерности, характеризующие физические свойства спокойных протуберанцев.

2. Обнаружена зависимость наблюдаемого знака поля от ориентации длинной оси волокна относительно луча зрения.

3. Обнаружена зависимость вертикального градиента магнитного поля от ориентации длинной оси волокна относительно луча зрения.

4. Обнаружена связь полярности магнитного поля протуберанцев с мультимодальностью гистограммы распределения протуберанцев по величине среднего продольного поля и локализацией волокна относительно луча зрения.

Научное и практическое значение работы.

Результаты, полученные в работе, имеют важное значение для теоретических исследований проблем поддержания и устойчивости спокойных протуберанцев и позволяют оценить достоверность теоретических моделей.

Полученные в диссертации результаты могут быть использованы при исследованиях в физике Солнца, физике плазмы, физике солнечно-земных связей.

Описание методики магнитографических исследований (процедура наблюдений, обработка информации, алгоритмизация процесса обработки, внедрение компьютерной обработки) будет безусловно полезно для совершенствования магнитографических исследования в короне.

Положения, выносимые на защиту.

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Принадлежность спокойного протуберанца к потенциальному или непотенциальному типу определяется локализацией волокна относительно луча зрения. Каждый тип характеризуется определенной величиной среднего продольного магнитного поля.

2. Знак вертикального градиента продольного магнитного поля по нормированной высоте протуберанца зависит от ориентации протуберанца относительно луча зрения.

3. Среднее по протуберанцу поле определяет динамическую активность протуберанца: чем больше поле, тем большие скорости наблюдаются в протуберанце. Движение подавлено в областях, имеющих максимальное для данного протуберанца поле.

Личный вклад автора.

Автором предложена плодотворная идея поиска зависимостей наблюдаемых магнитографических характеристик от ориентации длинной оси волокна относительно луча зрения.

Наблюдательный материал, исследованный в диссертации, получен автором самостоятельно, либо при его непосредственном участии. Им же разработаны компьютерные программы и выполнена статистическая обработка данных.

Автор самостоятельно сконструировал и изготовил блок нейтрального фильтра магнитографа и устройство минимизации линейной поляризации.

Апробация.

Основные результаты диссертационной работы докладывались на научных семинарах лаборатории солнечной активности ИЗМИР АН, ГАС ГАО РАН,

Майданакской обсерватории ГАИШ МГУ, а также были представлены на всесоюзных и международных конференциях по физике Солнца:

Всесоюзная научная конференция по физике Солнца (г. Киев 1984 г.), Всесоюзная научная школа по физике Солнца, посвященная памяти профессора Г.М. Никольского (г. Кисловодск, 1986 г.), Всесоюзная научная конференция по физике Солнца (г. Алма-Ата, 1987 г.), 13-е международное консультативное совещание КАПГ (г. Одесса, 1988 г.), 4-й семинар рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета и Совета «Солнце-Земля» АН СССР (г. Ашхабад, 1988 г.), Симпозиум №138 MAC «Солнечная фотосфера: структура, конвекция, магнитные поля». (Киев, 1989 г.), Всероссийская конференция по физике Солнца (Москва, 1995), Коллоквиум MAC № 117 (Югославия, Хвар, 1989), Международная конференция по физике Солнца: «Новый цикл активности Солнца: наблюдательный и теоретический аспекты» (г. Санкт-Петербург, 1998 г.)

Структура и содержание работы.

Диссертационная работа состоит из введения, трех глав, заключения и списка литературы. Общий объем составляет 101 страница, в том числе 28 рисунков, 11 таблиц и список литературы из 93 наименований.

Во введении изложены цель работы, состояние вопроса, поставленные задачи и пути их решения, новизна, научная и практическая ценность работы. Здесь приведены основные результаты работы, указаны области их применения.

В первой главе представлен обзор работ, посвященных различным классификациям протуберанцев, основанным на морфологических признаках, спектральных, динамических и магнитных характеристиках.

Первую попытку классифицировать протуберанцы по морфологическим признакам предпринял Секки в 1875 году. Именно он разделил протуберанцы на спокойные и активные. Позднее такие исследователи как Петит, Ньютон,

Мензел и Эванс обратили внимание не только на строение протуберанцев но и на их связь с солнечными пятнами. Другая важная морфологическая характеристика - движения вещества в протуберанце. Его взяли за основу своих классификаций Северный и де-Ягер. Зирин продолжил идею Ньютона о связи протуберанцев с солнечной активностью и разделил протуберанцы по их связи со вспышками. В этом же направлении развивал свою классификацию Хираяма. Однако главным признаком он считал положение протуберанца относительно активной области.

Известно, что все протуберанцы интенсивно излучают в линиях водорода и ионизованного Са. В то же время, относительная интенсивность линий гелия, а также металлических линий, сильно меняется от одного протуберанца к другому. Поэтому естественны попытки классифицировать протуберанцы, используя в качестве критерия отношения яркостей различных спектральных линий. Вальдмайер использовал в своей классификации линии магния и железа, а Тандберг-Хансен - более широкий набор соотношений металлических и гелиевых линий.

Далее рассмотрены результаты наблюдений еще одной морфологической характеристики - тонкой структуры в На, а также эволюция волокон в течение солнечного цикла.

Интерпретация магнитных измерений в спокойных протуберанцах основана на существующих моделях структуры магнитного поля, поддерживающего протуберанец. Рассмотрены две основные МГД модели: Кипенхана-Шлютера и Куперуса-Раду, а также их дальнейшие модификации, предложенные другими авторами.

Данная диссертация посвящена экспериментальному исследованию «магнитных» характеристик спокойных протуберанцев, поэтому в следующем разделе, содержащем обзор наблюдений, выделены основные моменты, относящиеся именно к этому типу протуберанцев. Рассмотрены главные достижения в измерении магнитного поля прямыми методами, основанными на

интерпретации поляризационных наблюдений: анализ эффекта Зеемана (измерение круговой поляризации) и анализ эффекта Ханле (измерение линейной поляризации).

Метод Зеемана в протуберанцах позволяет измерять продольную составляющую магнитного поля.

Такие исследователи как Раст, Харви, Тандберг-Ханссен выполнили большой цикл работ на магнитографе станции Клаймакс в США. Среднее значение поля в этих измерениях составило 8 Гс. Измерения магнитных полей проведенные в СибИЗМИРе давали поля в спокойных протуберанцах до 100 Гс. Разногласие между данными первой и второй групп исследователей побудило французских астрономов под руководством Леруа использовать другой метод измерения магнитного поля - определение вектора поля по линейной поляризации спектральных линий с привлечением теории эффекта Ханле. Наблюдения в спокойных протуберанцев показали среднее поле 6-12 Гс.

Необходимость получения новых наблюдательных данных для решения сложившегося противоречия побудило профессора Г.М. Никольского (одновременно с группой Леруа) разработать магнитограф специально для измерений магнитных полей в солнечных протуберанцах. Измерения, выполненные именно на этом магнитографе, составляют материал данной диссертации.

Во второй главе подробно описаны методика наблюдений на магнитографе Никольского и способы обработки результатов измерений, включая предложенную автором методику компьютерной обработки.

Описаны котировочные операции, проводимые перед началом измерений, калибровки по фотосфере и процедура наблюдения протуберанцев.

Разработанное автором устройство минимизации проникающей в измерительный канал линейной поляризации позволило заметно улучшить

соотношение сигнал/шум, а также сократить время подготовительных операций.

Приведены формулы для ручного способа обработки данных. Описаны методы вычисления магнитного поля и доплеровской скорости.

Записанный на магнитографе профиль спектральной линии представляет собой свертку истинного профиля линии и инструментальных профилей оптических элементов магнитографа. Восстановление истинного профиля линии по свертке является некорректной математической задачей, весьма тяжелой в вычислительном отношении. Проведенное автором машинное моделирование позволило применить простой метод вычислений ширины и центральной интенсивности линии.

Большой объем получаемых на магнитографе измерений, индивидуальные особенности обработки материала разными экспериментаторами несомненно приводили к неоднородности данных. Автором была предложена машинная обработка магнитографических записей и весь наблюдательный материал обработан по единой методике. Несмотря на то, что оцифровка и ввод данных в ЭВМ осуществлялся вручную, была достигнута значительная экономия времени, особенно в случае неявной формы сигнала магнитного поля, а также получен однородный ряд обработанных данных.

В третьей главе представлены результаты обработки данных, полученных на магнитографе Никольского за период 1979 - 1987 гг. В качестве исходных рассматриваются четыре параметра, регистрируемые магнитографом:

ВП - модуль величины продольного магнитного поля;

Ус/ - доплеровская скорость;

А? - видимая высота точки измерения над лимбом Солнца;

АХ - ширина спектральной линии.

В некоторых случаях использовался пятый параметр /3 - угол между лучом зрения и длинной осью волокна.

Приводится сравнительный анализ общих характеристик магнитного поля, полученных автором и другими исследователями.

В работе использован большой объем данных по измерениям доплеровской скорости, что позволило провести статистический анализ и получить выводы о модуле и направлении вектора скорости вещества в потоковой трубке, а также оценить геометрические параметры этой трубки.

Исследована связь средних по протуберанцу магнитного поля и доплеровской скорости и сделаны выводы об определяющем характере поля для динамической активности протуберанца.

Зависимость величины магнитного поля в спокойном протуберанце от высоты точки измерения над лимбом Солнца является актуальной задачей физики протуберанцев. Интерес к этой проблеме определяется непосредственной связью знака градиента поля по высоте со структурой магнитного поля протуберанца. Анализ вертикального градиента поля в отдельных протуберанцах показал, что наблюдаемое поведение этого параметра определяется не столько физической связью поля и высоты, сколько геометрией и распределением вещества в протуберанце.

Статистический подход в исследовании вертикального градиента магнитного поля позволил выявить значимые зависимости поля от нормированной высоты для трех разных диапазонов угла /3.

Применение статистического подхода оказалось плодотворным и в исследовании вопроса об ориентации магнитного поля. Построение модельных зависимостей при разных предположениях о векторе поля позволило выбрать наиболее достоверный вариант ориентации поля и его модуля только для полярных протуберанцев.

Периодические и квазипериодические колебания в протуберанцах, проявляются в вариациях яркости, ширины, эквивалентной ширины, доплеровской скорости, магнитного поля и т.д. Вопрос о наличии вариаций магнитного поля в протуберанцах остается открытым до сегодняшнего дня

вследствие технических сложностей проведения однородной длительной серии измерений. Получены указания на возможные колебательные изменения доплеровской скорости и ширины линии. Колебаний магнитного поля и центральной интенсивности линии не обнаружено.

В заключении приводятся основные выводы и результаты, полученные в диссертационной работе. Там же автор выражает благодарности научным руководителям и сотрудникам, оказавшим помощь в работе.

Все основные результаты диссертации опубликованы в 7 работах, список которых приведен в заключении.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Клепиков, Владимир Юрьевич

Основные результаты и выводы.

1. Наблюдательный материал, полученный автором, охватывает период 1979 - 1987 гг. и составляет около тысячи измерений в 272 спокойных протуберанцах. Такой объем данных достаточен для статистического анализа как по всей совокупности измерений, так и при рассмотрении протуберанца в качестве элемента статистического ансамбля. Статистическая обработка данных выявила закономерности, характеризующие физические свойства спокойных протуберанцев.

2. Показано, что принадлежность спокойного протуберанца к потенциальному или непотенциальному типу определяется локализацией волокна относительно луча зрения. Это свидетельствует в пользу гипотезы, высказанной Б.А. Иошпой в 1968 г., о наличии двух систем магнитных полей, первая из которых ориентирована поперек волокна, её полярность совпадает с полярностью нижележащего фотосферного поля (НФП), ВП -5-8 Гс. Вторая система ориентирована преимущественно вдоль волокна, полярность ее противоположна полярности НФП, ВП ~ 16 - 19 Гс. Подтверждено, что вектор В лежит в горизонтальной плоскости и составляет угол 20 ± 5° с длинной осью волокна. Знак угла с одинаковой вероятностью может быть как положительным, так и отрицательным. Эти выводы одинаково справедливы как для северного, так и для южного полушарий.

3. Впервые определено, что знак вертикального градиента продольного магнитного поля по нормированной высоте протуберанца зависит от ориентации протуберанца относительно луча зрения. Разный знак вертикального градиента при Р = 0 - 30° и = 60 - 90° также свидетельствует в пользу гипотезы о наличии двух систем магнитных полей в спокойных протуберанцах. При этом поле, направленное приблизительно вдоль оси волокна, растет с высотой. В то же время поле, пересекающее ось волокна под большими углами (/} = 60 - 90°), с высотой убывает.

4. Среднее по протуберанцу поле определяет крупномасштабную динамическую активность протуберанца как целого: чем больше поле, тем большие скорости наблюдаются в протуберанце. Мелкомасштабная динамика: движение подавлено в областях, имеющих максимальное для данного протуберанца поле. При поле, большем 40 Гс, скорости, больше 2 км/с, не наблюдаются.

5. Пробные серии наблюдений магнитографических параметров с максимальным временным разрешением в двух спокойных протуберанцах показали, что делать вывод о наличии или отсутствии колебательных явлений можно только при одновременной регистрации колебаний в земной атмосфере.

6. Вышеизложенное позволяет сделать заключение о том, что двумерные модели спокойного протуберанца требуют дальнейшего развития в направлении перехода к трехмерному представлению. Согласно наблюдениям, магнитная структура спокойных протуберанцев имеет сложный трехмерный характер. Дальнейшее изучение конфигурации магнитного поля требует прямых его измерений в короне Солнца.

Благодарности.

В заключение хочу выразить искреннюю благодарность научным руководителям за руководство работой. Особо благодарю И.С. Ким за постановку задачи и постоянное внимание к работе. Профессор Г.С. Иванов-Холодный оказал существенную помощь на заключительных этапах работы над диссертацией.

Большая часть диссертации выполнена в лаборатории солнечной активности ИЗМИР АН, а закончена работа в секторе космических исследований Солнца. В разработке магнитографа и проведении наблюдений участвовали сотрудники института А.И. Степанов, О Ен Ден, В.Ф. Увакина. Автор благодарен всем участникам работ за помощь.

Наблюдения проводились на Горной астрономической станции Пулковской обсерватории при благожелательной помощи руководства и сотрудников ГАО: М.Н. Гневышева, В.И. Макарова, В.П. Михайлуцы, М.П. Фатьянова, В.А. Сеника, В.П. Борцова, A.B. Юдникова, В.В. Юдниковой, Ким Гун-дер и других. Всем им благодарен за поддержку.

Основное содержание диссертации изложено в следующих работах

1. В.Ю. Клепиков. К вопросу о колебательных явлениях в протуберанцах. Атмосфера Солнца, межпланетная среда, атмосфера планет. Сборник научных работ. ИЗМИРАН. 1989. С. 12-17.

2. L.A. Gheondjian, V. Yu. Klepikov, A.I. Stepanov. On oscillations in prominences. Hvar Obs. Bull 1989, V. 13, P. 147-156.

3. JI.A. Геонджян, В.Ю. Клепиков, А.И.Степанов. Исследование поляризации солнечного ореола. Исследования по физике Солнца. Тезисы докладов всесоюзной конференции. Ашхабад. 1990. С.99-100.

4. КС. Ким, В.Ю. Клепиков, С. Кучми, А.И. Степанов, Г. Штелъмахер. О полярности магнитного поля спокойных протуберанцев. Письма в АЖ. Т. 16, № 6, 1990, С.545-549.

5. В.Ю. Клепиков. Связь магнитного поля и доплеровской скорости в спокойных солнечных протуберанцах. Изв. ВУЗов Радиофизика. Том XXXIX, № 10, 1996, с.1280-1285.

6. В.Ю. Клепиков. Вертикальный градиент магнитного поля спокойных протуберанцев. Труды конф. «Новый цикл активности Солнца». Пулково. 2429 июня 1998. Санкт-Петербург. С. 265-268.

7. В.Ю. Клепиков. Ориентация магнитного поля спокойных протуберанцев. Труды конференции, «Новый цикл активности Солнца». Пулково. 24-29 июня 1998. Санкт-Петербург. С. 269-272.

Заключение

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Клепиков, Владимир Юрьевич, 1999 год

Литература

1. Babcock H.W., Babcock H.D. The sun's magnetic field, 1952-1954. Astrophys.

J. 1955, V. 121, P. 349-366.

2. Новиков JI.H., Скроцкий Г.В., Соломахо Г.И. Эффект Ханле. Успехи

физических наук, 1974, т. 113, вып. 4, С. 597-625.

3. Stenflo J.O. Solar magnetic and velocity-field measurements: new instrument

concepts. Appl. Optics, 1984, V. 23, No 8, P. 1267-1278.

4. Secchi A. Riassunto delle protuberanze solari osservate al Collegio romano dal

23 aprile 1871 al 28 giugno 1875. Roma, Tipgrafia delle scienze matematiche e fisiche, 1875.

5. PettitE. Pupl. Astron. Soc. Pacific, 1950, V. 62, P. 144.

6. Hale G.E., Ellerman F. Publ. Yerkes Obs. 1903. V. 3. Part 1, 3.

7. Deslandres H. Ann. Obs., Paris-Meudon, V. 4,1, 1, 1910.

8. Hale G.E. Astrophys. J, V. 73, P. 319, 1931.

9. Newton H. W. Monthly Noticed Rog., Astron. Soc., V. 94, P. 472, 1935.

10. Menzel D.H., Evans J. W. The behavior and classification of solar prominences. Atti convegni Accad. Naz. Lincei., 1953, V. 11, P. 119-136.

11. Северный А.Б. Astron. Zh., V. 31, P. 131, 1954.

12. Северный А.Б. Физика Солнца. M., АН СССР, 1956, 159 стр.

13. De Jager С. Handbuch der Physik, 1959, V. 52, P. 80.

14. Zirin H. The Solar Atmosphere, Blaisdell-Ginn, Waltham, Mass, 1966.

15.Hirayama T. Modern Observations of Solar Prominences, Solar. Phys, 1985, V. 100, P. 415-434.

16. Thomas R.N., Athay R.G. Physics of the solar chromosphere. Interscience Press. New York, 1961, 422 pp.

17. Waldmeier M. Neue Beobachtungen an den b-Linien der Protuberanzen. Z. Astrophys. 1961, V. 53, P. 142-150.

18. Zirin H., Tandberg-Hanssen E. Physical conditions in linb flares and active prominences. IV. Comparison of active and quiescent prominences. Astrophys. J., V. 131, P. 717-724, 1960.

19. Tandberg-Hans sen E. Physical conditions in limb flares and active prominences. VI. Selective excitation conditions. Astrophys. J., 1963, V. 137, P. 26-37.

20. Martin S.F. Filament chirality: A link between fine-scale and global patterns. IAU Colloquium 167. ASP conferencw series. 1998. V. 150, P. 419-429.

21. Simon G., Schmieder B., Demoulin P., Poland A.I. Dynamics of solar filaments. VI - Center-to-limb study of H-alpha and C IV velocities in a quiescent filament Astron. Atrophys., 1986, V. 166, P. 319-325.

22. Engvold O. The fine structure of prominence. I: Observation - Ha filtergrams. Solar Phys., 1976, V. 49, P. 283-295.

23 .Demoulin P., RaaduM.A., Malherbe J.M., Schmieder B. Fine structures in solar filaments. I. Observations and thermal stability. Astron. Astrophys., 1987, V. 183, P. 142-150.

24. Ribes E. Study of the dynamics of the solar convective zone and its consequences for the activity cycle. C.R. Acad. Sc. Paris 302, serie II, 1986, vol. 302, no. 14, P. 871-873, 875, 876.

25. D'azambuja L., d'Azambuja M. Protuberances solaires et de leur evolution. Ann. Obs. Paris-Meudon, 1948, V. 6, F. 7, P. 1-278.

26. Soru-Escaut, /./ Martres, M.-J.; Mouradian, Z. Singularity of solar rotation and flare productivity. Astron. Astrophys., 1985, V. 145, P. 19-24.

27. Martres M.J. Ha-filaments as diagnostics of solar dynamics. Workshop on dynamics and structure of solar prominences. Universität des Illes Balears, Palma de Mallorka, 1987, P. 8-12.

28. Mouradian Z., Martres M.J., Soru-Escaut I., Gesztelyi L. Local rigid rotation and the emergence of active centers. Astron. Astrophys., 1987, V. 183, P. 129134.

29. Gnevyshev M.N., Makarov V.l. The behaviour of prominence areas in the 11-year cycle and their relationship with other solar events. Solar Phys., 1985, V. 95, P. 189-192.

30.Makarov V. I. Do prominences migrate equatorwards? Solar Phys., 1984, V. 93, P. 393-396.

31. Kippenhahn R., Schlüter A. Eine Theorie der solaren Filamente. Z. Astrophys., 1957, V. 43, P. 36-62.

32. Kuperus M., Tandberg-Hans sen E. The nature of quiescent prominences. Solar Phys. 1967, V. 2, P. 39-48.

33. Kuperus M., Raadu M.A. The Support of Prominences Formed in Neutral Sheets, Astron. Astrophys, V. 31, P. 189-193, 1974.

34. Anzer U. Stability analysis of the Kippenhahn-Schlüter model of solar filaments. Solar Phys., 1969, V. 8, P. 37-52.

35. Malherbe J.M., Priest E.R. Current sheet model for solar prominences. I. Magnetohydrostatic of support and evolution through quasi-static models. Astron. Astrophys, 1983, V. 123, P. 80-88.

36. Anzer U. Models of structure and dynamics of prominences. In: Measurement of Solar Vector Magnetic Fields, NASA CP 2374.

37. Anzer U., Priest E.R. Remarks on the magnetic support of quiescent prominences. Solar Phys., 1985, V. 95, P. 263-267.

38. Low B.C. Nonisothermal magnetostatic equilibria in a uniform gravity field. II. Sheet models of quiescent prominences. Astrophys. J., 1975, V. 198, P. 211217.

39. Low B.C. The field and plasma configuration of a filament overlying a solar bipolar magnetic region. Astrophys. J., 1981, V. 246, P. 538-548.

40. Orrall F.Q., Zirker J.B. Heat conduction and the fine structure of solar prominences. I. Optically thin model prominences. Astrophys. J., 1961, V. 134, P. 72-84.

41 .Low B.C., Wu S.T. A class of analytic solutions for the thermally balanced magnetostatic prominence sheet. Astrophys. J., 1981, V. 248, P. 335-343.

42. Идлис Г.М., Каримов М.Г., Делоне А.Б., Обашее С. О. Определение напряженности магнитного поля в протуберанцах на основании исследования их внутренних движений. Изв. Астрофиз. ин-та АН Каз. ССР, 1956, Т. 2, С. 71-96.

43. Ballester J.L., KleczekJ. Prominences motions and their implication for magnetic fields. Solar Phys. 1984, V. 90, P. 37-40.

44. Богод B.M., Гелъфрейх Г.Б. Наблюдения активного протуберанца в сантиметровом диапазоне на РАТАН-600. Письма в Астрон. журн. 1978, Т. 4, № 10, С. 463-466.

45. Beckers J.M. Principles of Operation of Solar Magnetographs, Solar Phys., V. 5, P. 15-28, 1968.

46. Smolkov G.Y., Bashkirtsev V.S. Magnetic fields in solar prominences. Astronom. Observ. Skalnate Pleso. Contrib. V. 6, Bratislava, 1976, p. 175-194.

47. Григорьев B.M. Новые типы магнитографов. Изв. КрАО, Т. 56, С. 166-175, 1977.

АЪ.ОЕнДен. Задача измерения магнитного поля в верхней атмосфере Солнца и интерференционный магнитограф ИЗМИР АН. Кандидатская диссертация, Москва, ИЗМИР АН, 118 с., 1978.

49. Ioshpa В.А. The development of magnetographic methods of measurements. Possibilities. Interpretation., Physica Solariterr., No. 14, P. 43-57, 1980.

50.StenfloJ.O. Solar magnetic and velocity-field measurements., Appl. Opt., 1984, V. 23, No. 8, P. 1267-1278.

51 .LeroyJ.L. Polarimetric observations and magnetic field determination in

prominences. Physics of solar prominence: IAU Coll. No 44, Blindern-Oslo, 1979, P. 56-80.

52 .Ким И.С. Современные методы измерения магнитных полей в

протуберанцах. Бюллетень АбАО. Тбилиси: Мецниерба, 1985, No 60, С. 143-158.

53. ZirinH., Severny А.В. Measurement of magnetic fields in solar prominences. Observatory. 1961, V. 81, No 923, P. 155-156.

54. Зирин Г. Магнитные поля в солнечных протуберанцах. Астрон. журн. 1961, Т. 38, С. 861-868.

55 .ИошпаБ.А. Измерение магнитных полей в солнечных протуберанцах. Геомагнетизм и аэрономия. 1962, Т. 2, No 1, С. 172-176.

56. LeeR.Н., RustD., ZirinH. The solar magnetograph of the High altitude observatory. Appl. Opt., 1965, V. 4, No 9, P. 1081-1084.

57. Lee R.H., Harvey J.W., Tandb erg-Hans sen E. The improved solar magnetograph of the High altitude observatory. Appl. Opt., 1969, V. 8, No 11, P. 2370-2372.

58. Rust D.M. Measurement of magnetic fields in solar prominences. Astron. J., 1966, V. 71, P. 178-180.

59. Rust D.M. Magnetic fields in quiescent solar prominences. Astrophys. J., 1967, V. 150, P. 313-326.

60. Harvey J. W., Tandberg-Hanssen E. The magnetic field in some prominences measured with the Hel, 5876 A line. Solar. Phys., 1968, V. 3, P. 316-320.

61. Tandberg-Hanssen E. Magnetic fields in quiescent prominences. Solar. Phys.,

1970, V. 15, P. 359-371.

62. Tandberg-Hanssen E. Observations of magnetic fields in quiescent prominences. In: Solar magnetic fields. IAU Symp. N 43, Ed. Howard R., Dordrecht. 1971, P. 192-200.

63. Смолъков Г.Я., Башкирцев B.C. О точности записей магнитного поля в спокойных протуберанцах с помощью магнитографа. Солнечные данные.

1971, No 1,С. 99-105.

64. Башкирцев B.C., Смолъков Г.Я. Шмулевский В.Н. Об измерении магнитного поля в солнечных активных протуберанцах. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1971, Вып. 20, С. 212-221.

65. Bashkirtsev V.S., Mashnich G.P. Oscillatory processes in prominences. Solar Phys. 1984, V. 91, P. 93-101.

66. Башкирцев B.C., Машнич Г.П. Сравнение магнитографических и поляриметрических измерений магнитного поля в полярном протуберанце. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, Вып. 73, С. 22-28, 1985.

67. Ratier G. Un polarimetre pour l'etude des emissions monochromatique des protuberances solaires. Nouvelle Revue Optique. 1975, V. 6, No 3, P. 149-159.

68. Leroy J.L. On the intensity of magnetic field in quiescent prominences. Astron. Astrophys., 1977, V. 60, P. 79-84.

69. Leroy J.L., Bommier V., Sahal-Brechot S. The magnetic field in the prominences of the polar crown. Solar Phys., 1983, V. 83, P. 135-142.

70. Athay R.Q., Querfeld C.W., Smartt R.N. et al. Vector magnetic fields in prominences. Solar Phys., 1983, V. 89, P. 3-30.

71. Шпиталъная А.А., ВялъшинГ.Ф. О магнитных полях в протуберанцах. Солнечные данные, No 4, С. 100-107, 1970.

12. Смолъков Г.Я., Ромполът Б, Башкирцев B.C. ЗубковаГ.Н. Магнитное поле и некоторые физические условия в протуберанце 10 сентября 1969 г. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. Иркутск: Изд. СибИЗМИР, 1971, Вып. 20, С. 242-268.

73. ОЕнДен. Задача измерения магнитного поля в верхней атмосфере Солнца и интерференционный магнитограф ИЗМИР АН. Дис. .. канд. физ.-мат. наук. М., 1980, 118 С.

74. Степанов А.И. Магнитографические исследования протуберанцев. Дис. .. канд. физ.-мат. наук. М., 1989, 165 С.

75. Gnevyshev M.N., Nikolsky G.M., Sazanov А.А. The Lyot-coronograph with 53 cm objective. Solar Phys., 1967, V. 2, P. 223-226.

76. Г.М. Никольский, КС. Ким, С. Кучми, А.К Степанов, Г. Штелъмахер. Об измерении магнитных полей в солнечных протуберанцах. Астрон. журн. 1985. Т. 62, Вып. 6, С. 1147-1153.

77. Tandberg-Hanssen Е. Solar Prominences. Dordrecht: Reidel Publ. Co. 1974. 155 p.

78. A.H. Зайделъ, Г.В. Островская, Ю.К. Островский. Техника и практика спектроскопии. «Наука». М. 1976, С. 157-176.

79. Аллен КУ. Астрофизические величины. «Мир», М. 1977, С. 236-239.

80.MinnaertM., Mulders G.F.W., Houtgast J. Photometric atlas at the solar spectrum from Л.3112 to 18771 with an appendix from 13332 to 13637. Sterrewacht «Sonnenborgh» Utrecht. Amsterdam, 1940.

81. Смолъков Г.Я., Башкирцев B.C., Зубкова Г.Н., Никифорова В.A. Измерение магнитных полей в спокойном протуберанце с помощью фотографического метода. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.: Наука, 1973, Вып. 26, С. 78-89.

82. Leroy J.L., Ratier G., Bommier V. The polarization of D3 emission line in prominences. Astron. Astropghys., 1977, V. 54, P. 811-816.

83. Malville J.M. Motions and magnetic fields in quiescent prominences. Solar Phys., 1964, V. 4, P. 323-331.

84. Bashkirtsev V.S., Mashnitch G.P. Results of prominence magnetic field measurements at the Sayan observatory. Солнечные магнитные поля и корона. Труды 8 консультативного совещания по физике Солнца. Т. 1. Новосибирск. 1989, С. 173-179.

85. Ballester J.L., Priest E.R. A two-dimensional model for a solar prominence. Solar Phys., 1987. V. 109, P. 335-349.

86. Leroy J.L., Bommier V., Sahal-Brechot S. The magnetic field in the prominences of the polar crown. Solar Phys., 1983, V. 83, P. 135-142.

87.КимИ.С., Клепиков В.Ю., Кучми С., Степанов А.И., Штелъмахер Г. О полярности магнитного поля спокойных протуберанцев. Письма в Астрон. журн. 1990, Т. 16, № 6, С. 545-549.

88. Leroy J.L., Bommier V., Sahal-Bréchot S. New data on the magnetic structure of quiescent prominences. Astron. Astrophys., 1984, V. 131, P. 33-44.

89.ИошпаБ.А. Результаты исследований солнечной активности. М.: Наука, 1968, Т. 3, С. 44.

90. Bommier V., Landi Degl'Innocenti Е., Leroy J.L., Sahal-Bréchot S. Solar Phys., 1994, V. 154, P. 231.

91. Bommier V., Leroy J.L., Global pattern of the magnetic field vector above neutral lines from 1974 to 1982: Pic-du-Midi observations of prominences. IAU Colloquium 167 ASP Conference Series, 1998, V. 150, P. 434-438.

92. Leroy J.L. On the orientation of magnetic fields in quiescent prominences. Astron. Astrophys., 1978, V. 64, P. 247-252.

93. Клепиков В.Ю. Связь магнитного поля и доплеровской скорости в спокойных солнечных протуберанцах. Изв. ВУЗов. Радиофизика, 1996, Т. 39, No 10, С. 1280-1286.

94. Balthasar Н., Wiehr Е., Stellmaher G. Oscillatory motions of the Ha emission line in quiescent prominence. Workshop on dynamics and structure of solar prominences. Universität de les Illes Balears. Palma de Mallorca. 18-20 November. 1987. P. 15-25.