Спокойное Солнце и корональные дыры по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН-600 тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Медарь, Вера Григорьевна

• Медарь, Вера Григорьевна
• кандидат физико-математических наук
• 2000

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Медарь, Вера Григорьевна

Введение

1 Циклическая вариация излучения спокойного Солнца и корональных дыр по многоволновым радионаблюдениям

1.1 Введение.

1.2 Циклическая вариация микроволнового излучения спокойного Солнца в 19-21 цик^а^.щ^вности.

1.3 Наблюдения Солнца на ^АТАН-ббб^ 22-23-м циклах

1.3.1 Отбор и обработка наблюдательных данных

1.3.2 Результаты наблюдений и их интерпретация

1.3.3 Видимость корональных дыр на фоне спокойного Солнца.

1.4 Обсуждение.

1.5 Выводы.

2 Корональные дыры в эпоху минимума солнечной активности между 22-м и 23-м циклами

2.1 Обзор исследований корональных дыр

2.2 Исследование КД на РАТАН-600 в фазе минимума активности между 22 и 23-м циклами.

2.2.1 Выбор наблюдательного материала.

2.2.2 Методика обработки наблюдений.

2.2.3 Характеристики отдельных КД.

2.3 Основные результаты наблюдений КД.

2.4 Обсуждение.

2.5 Выводы

3 Магнитное поле в корональной дыре по радионаблюдениям Солнца

3.1 Введение. Магнитные поля в корональных дырах.

3.2 Наблюдения.

3.2.1 Наблюдения исследуемой корональной дыры в различных энергетических диапазонах.

3.2.2 Методика обработки и результаты наблюдений КД на РАТАН

3.3 Определение коронального магнитного поля в КД.

3.4 Обсуждение.

3.5 Выводы.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Спокойное Солнце и корональные дыры по наблюдениям на радиотелескопе РАТАН-600»

Интерес к исследованию Солнца связан с тем влиянием, которое оно оказывает на атмосферу Земли, на ее биосферу и техносферу, обуславливая все многообразие солнечно-земных связей. Необходимость изучения этих связей, а также открытие в последние годы более тысячи звезд поздних спектральных классов, демонстрирующих разные уровни активности солнечного типа, повышает интерес к исследованию активных процессов на Солнце.

В ходе исследования активных поздних звезд возникла актуальная проблема, связанная с выяснением причин формирования их внешних атмосфер - хромосфер, переходных областей и корон Солнца и звезд, лишенных вообще какой-либо активности. Во-первых представляет интерес выяснить причины формирования внешних слоев, более горячих, чем фотосфера. Во-вторых, спокойная атмосфера служит фоном для последующего развития всевозможных активных процессов.

Спокойное Солнце и корональные дыры на Солнце являются наиболее удачными примерами спокойных внешних атмосфер; из-за сравнительной близости Солнца, их можно исследовать наиболее подробно во всех диапазонах электромагнитного излучения. Под спокойным Солнцем подразумевают наиболее простое состояние солнечной атмосферы, когда по совокупности наблюдательных данных в оптическом диапазоне не зарегистрированы какие-либо проявления активности (группы пятен, флоккулы, волокна, вспышки).

Корональные дыры (КД) - крупномасштабные долгоживующие образования в солнечной короне. КД отчетливо регистрируются как области пониженной яркости в зеленой корональной линии, в рентгене, УФ- и микроволновом диапазонах и как области повышенной о ^^ яркости в линии Не110830 Л, КД менее отчетливо выражены, либо совсем не видны в хромосферных линиях и в континууме и в линиях фотосферы. Наблюдательные проявления связаны с более низкими, чем в окружающей атмосфере невозмущенного Солнца, плотностью, температурой и градиентом температуры на границе верхней хромосферы и нижней короны. Электронные температуры корональной плазмы в КД (по сведениям разных исследователей) варьируются в интервале 0.8 — 1.4 • 106К, а плотности в ^ 2 — 3 раза ниже, чем в спокойном Солнце.

Спокойное Солнце и корональные дыры отличаются, прежде всего, конфигурацией магнитных полей, и наличием в спокойной короне петельной структуры, отсутствующей в корональных дырах. Открытая конфигурация магнитных силовых линий в КД и, вероятно, мелкомасштабные динамические процессы приводят к формированию в этих областях короны высокоскоростных потоков солнечного ветра [1,2].

Исследования внешних слоев солнечной атмосферы получили свое развитие в последние годы благодаря внеатмосферным наблюдениям (наблюдения со спутников УоЬкоЬ и БоНО, см. например [3, 2], обзоры в [4], [5]). Повышение чувствительности, разрешающей силы радиотелескопов вносят значительный вклад в эти исследования в микроволновом диапазоне. Такие инструменты, как РАТАН-600, радиогелиограф в Нобеяма, ССРТ, позволили получить ряд уникальных материалов и существенно продвинуться в понимании процессов в солнечной хромосфере и короне. Изучение как спокойного Солнца, так и корональных дыр позволило выявить мелкомасштабную структуру, связанную с хромосферной сеткой, а также исследовать магнитные поля спокойных областей с очень высоким пространственным разрешением. Тем не менее, актуальным является во-первых, вопрос о том, насколько свойства спокойного Солнца оказываются неизменными или меняются в ходе солнечного цикла. Во-вторых, корональные дыры, оказавшиеся источниками высокоскоростных потоков солнечного ветра в последние годы детально изучались в всех диапазонах электромагнитного спектра.

Актуальность

Исследование спокойного Солнца и корональных дыр является актуальным, т.к. способствует решению таких важных проблем солнечной физики как структура и физические условия в солнечной короне, выделение и перенос энергии в солнечной атмосфере и нагрев спокойной короны, вращение и эволюция крупномасштабного магнитного поля, формирование потоков солнечного ветра. То обстоятельство, что КД являются источниками высокоскоростного солнечного ветра, воздействующего на магнитосферу Земли, обуславливает также практическую значимость исследований КД.

В данной диссертационной работе представлены результаты исследований корональных дыр и окружающих их областей спокойного Солнца в микроволновом диапазоне (2-32 см) на радиотелескопе РАТАН-600 в течение последнего минимума солнечной активности, между 22 и 23 циклами. Широкий частотный диапаозон и высокое пространственное и частотное разрешение этого инструмента позволяет изучать параметры солнечной атмосферы в большом интервале высот от хромосферы до короны.

В течение последнего времени получен огромный объем информации в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах со спутников УоЬкоЬ и БоНО. Это позволяет изучать изменение физических характеристик плазмы в спокойных областях на Солнце в ходе цикла в коротковолновом диапазоне в совокупности с радионаблюдениями на РАТАН-600. Сопоставление радиоданных с изображениями диска Солнца, полученных со спутников, позволяет увидеть трехмерную структуру солнечной атмосферы в КД и спокойном Солнце. Кроме того, уникальность наблюдений Солнца в радиодиапазоне состоит в возможности измерения магнитных полей на уровне короны, чего не дают наблюдения в других энергетических диапазонах. Это представляется важным при исследовании КД как униполярных областей магнитного поля.

Целью работы является сравнительный анализ физических условий в спокойном Солнце и корональных дырах и их циклических изменений на основе регулярных многочастотных наблюдений Солнце в микроволновом диапазоне, полученных на радиотелескопе РАТАН-600 с высоким пространственным и частотным разрешением. Это включает в себя:

- исследование характеристик микроволнового излучения спокойного Солнца и их изменений в ходе цикла солнечной активности;

- исследование корональных дыр на фоне невозмущенного Солнца на основе наблюдений, проведенных в эпоху глубокого минимума солнечной активности между 22 и 23 циклами: определение контрастов КД, спектров яркостных температур, исследование радиоразмеров КД в диапазоне 2-30 см;

- исследование магнитного поля в корональной дыре на уровне нижней короны;

- сравнение характеристик, полученных для спокойного Солнца и КД за два прошедших цикла солнечной активности;

- проведение сравнительного анализа физических условий в КД и спокойном Солнце.

Научная новизна работы заключается в том, что

1. Надежно выявлена циклическая вариация радиоизлучения ? спокойного Солнца в диапазоне 8-32 см, ее отсутствие на более коротких ! волнах сантиметрового диапазона, а также повторяемость основных параметров радиоизлучения спокойного Солнца в нескольких фазах минимума активности.

2. Обнаружено, что спектры яркостных температур КД в микроволновом диапазоне (2-20 см) в фазу минимума между 22 и 23 циклами активности совпали с аналогичными спектрами КД, полученными по наблюдениям в предыдущем минимуме; установлено, что контраст КД на фоне спокойного Солнца меняется в ходе цикла. |

3. Обнаружен различный характер зависимости радиоразмеров изолированных экваториальных корональных дыр от длины волны (от высоты над фотосферой), что в совокупности с данными в других энергетических диапазонах свидетельствует о различной конфигурации магнитных полей в КД.

4. Впервые в микроволновом диапазоне зарегистрировано ; поляризованное по кругу излучение КД и оценена напряженность магнитного поля (продольной составляющей) в ней на уровне нижней короны.

Научное и практическое значение

Исследование характеристик КД и спокойного Солнца важно для понимания механизма нагрева солнечной короны, механизмов формирования потоков солнечного ветра, природы крупномасштабных магнитных полей Солнца.

Исследование циклических вариаций радиоизлучения спокойного Солнца и корональных дыр дает представление об изменении физических параметров солнечной атмосферы в ходе цикла активности, что важно для понимания природы солнечной цикличности.

Полученные характеристики микроволнового излучения корональных дыр и спокойного Солнца являются основой для разработки и совершенствования моделей солнечной атмосферы, а также могут быть использованы при интерпретации результатов наблюдений, полученных как в радиодиапазоне на других инструментах, так и в других энергетических диапазонах.

Результаты исследований циклических вариаций уровня спокойного Солнца должны учитываться при обработке наблюдательных данных, полученных на РАТАН-600, при изучении различных объектов на Солнце (источников Б-компоненты, всплесков и др.).

На защиту выносятся

1. Анализ большого наблюдательного материала, полученного во время наблюдений Солнца на радиотелескопе РАТАН-600 с высоким пространственным и частотным разрешением в эпоху минимальной солнечной активности между 22-23-м циклами; развитие методов обработки данных спектрально-поляризационных наблюдений Солнца на РАТАН-600.

2. Результаты исследований циклических вариаций параметров микроволнового радиоизлучения спокойного Солнца (радиорадиусов и спектров яркостных температур). Надежное обнаружение изменений интенсивности излучения спокойных областей в ходе цикла, проявляющихся на волнах 8-32 см и отсутствующих на вол:нах короче 4 см.

3. Результаты исследований радиохарактеристик корональных дыр, наблюдавшихся в период минимума солнечной активности между 22 и 23-м циклами: контрастов яркости на фоне спокойного Солнца, спектров яркостных температур, размеров КД и их зависимости от высоты над фотосферой. Обнаружение повторяемости спектров яркостных температур КД в диапазоне 2-20 см в двух минимумах активности и изменение контраста КД в ходе цикла.

4. Обнаружение поляризованного по кругу излучения корональной дыры на волнах диапазона 10-30 см и результаты исследования магнитного поля в КД на уровне нижней короны: продольная [ I компонента магнитного поля достигает 7-10 Гс на высотах генерации радиоизлучения на волне 18 см (15-25 тыс.км. над уровнем фотосферы),.

Полученные результаты наблюдений спокойного Солнца и КД в микроволновом диапазоне в совокупности с имеющимися данными в других энергетических диапазонах представляют собой основу для проведения сравнительного анализа физических условий и строения атмосфер КД и спокойного Солнца. Основные пути и предварительные результаты такого анализа приводятся в диссертации.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении к диссертации обосновывается актуальность темы исследования, показаны место и роль данной работы в тематике научных исследований, сформулированы цели работы и положения, выносимые на защиту.

Исследование спокойного Солнца и КД на радиотелескопах БПР и РАТАН-600 в микроволновом диапазоне ведутся уже в течение трех и двух 11-летних циклов солнечной активности соответственно. В данной работе продолжены эти исследования на основе наблюдений, полученных на РАТАН в течение 1992-98 гг. - на фазе спада 22-го цикла, в эпоху минимума и на фазе подъема 23-го цикла. Наблюдения проводились в том же режиме и по той же методике, что и наблюдения в предыдущих циклах, но на большем числе волн и с использованием усовершенствованной аппаратуры, позволившей проводить высокоточные поляризационные наблюдения [?, ?].

В указанный период регулярные наблюдения Солнца проводились на южном секторе РАТАН-600 с плоским перископическим зеркалом в режиме прохождения Солнца через неподвижную диаграмму направленности антенны. Регистрировались право- и левополяризованные составляющие радиоизлучения Солнца одновременно на 20-40 длинах волн в диапазоне 2-30 см. Размер диаграммы в направлении Е-\¥ по уровню половинной мощности составлял 17" х 13' на волне 2.0 см. Наблюдения проводились с помощью панорамного анализатора спектра (ПАС) с использованием многоволнового совмещенного облучателя с единым фазовым центром [7]. Обработка наблюдений проводилась с помощью комплекса программ, разработанных В.Шатиловым и В.Гараимовым [8].

В первой главе приводятся результаты исследований циклических вариаций спокойного Солнца и корональных дыр в 22-м цикле и на восходящей фазе 23-го цикла активности по наблюдениям на РАТАН-600 с высоким пространственным разрешением в диапазоне 2-32 см.

Согласно общепринятой терминологии, радиоизлучение спокойного Солнца является частью так называемой постоянной составляющей (В-компоненты) радиоизлучения Солнца. Эта компонента общего потока Солнца остается после исключения из него медленно-меняющейся составляющей (Б-компоненты), обусловленной долгоживущими активными областями, и быстро меняющейся спорадической компоненты, наблюдаемой в отдельные периоды.

В начале главы приводится обзор результатов исследований циклических вариаций радиоизлучения спокойного Солнца на различных инструментах, обсуждаются методы исследования изменений спокойного Солнца в ходе цикла. Приводятся результаты исследований циклических вариаций спокойного Солнца (с учетом корональных дыр) за три цикла солнечной активности на БПР и РАТАН-600.

Для исследования циклических вариаций на РАТАН-600 на фазе спада и подъема, а также в эпоху минимума между 22-м и 23-м циклами активности по совокупности всех имеющихся данных во всех энергетических диапазонах выбирались такие дни, когда присутствовали протяженные участки Солнца, лишенные какой-либо активности (корональные дыры также учитывались). Уровень радиоизлучения выбранных областей сравнивался с уровнем излучения спокойного Солнца в фазу минимума солнечной активности с использованием среднестатистического профиля минимального спокойного Солнца, полученного по наблюдениям в предыдущем цикле [81]. Для абсолютной калибровки данных использовались значения интегральных потоков радиоизлучения Солнца, измеренные на волнах 3, 8, 15 и 30 см на станции Толуокауа и на волне 10.7 см на станции РеШп^оп (Оттава).

В процессе исследований постоянно проводился контроль параметров антенны по уровню рассеянного фона диаграммы, обусловленному ошибками отражающей поверхности антенны, и по профилям записей Солнца и Луны в главном лепестке диаграммы.

При анализе наблюдений спокойного Солнца, полученных на фазе спада и подъема между 22-м и 23-м циклами (1992-1998 гг.), надежно обнаружены слабые изменения в ходе цикла интенсивности излучения спокойных областей, лишенных каких-либо признаков активности, проявляющиеся на волнах 8-32 см и исчезающие к волне 3 см. Спектральные характеристики циклической вариации радиоизлучения невозмущенного Солнца свидетельствуют о ее тепловой природе и интерпретируются как изменение в ходе цикла меры эмиссии корональных слоев (увеличение на 40% в середине ветви спада по сравнению с фазой минимума). Соответствующее незначительное увеличение средней электронной плотности невозмущенной солнечной атмосферы (менее чем на 20%) может быть связано как с изменением параметров и/или числа петель, составляющих основную структуру спокойной короны, так и диффузной компоненты, заполняющей межпетельное пространство, циклическая переменность которой подтверждается в оптическом и рентгеновском диапазонах.

Установлено также, что в ходе цикла меняется контраст яркости корональных дыр и спокойного Солнца: по наблюдениям с ножевой ) диаграммой на РАТАН-600 дыры обнаружимы на фоне окружающих их невозмущенных областей Солнца только в период минимума активности, когда в ходе цикла уровень радиоизлучения спокойного Солнца становится достаточно низким.

Во второй главе приводятся результаты исследований КД в период минимума солнечной активности в 1995-1996 гг на радиотелескопе РАТАН-600 в диапазоне волн 2-30 см. Описана методика наблюдений и методика обработки наблюдательного материала. Обосновывается отбор наблюдательного материала. Выбор экваториальных корональных дыр, подлежащих исследованию, основывался на наблюденях в линии Hei 10830 (Kitt Peak), с учетом данных в ультрафиолете и мягком рентгене (наблюдения спутников Yohkoh. и SoHO). Необходимым условием являлось присутствие по крайней мере с одной стороны от КД участка спокойного Солнца, а также наличие в максимальном объеме качественного наблюдательного материала на РАТАН-600. Всего для рассмотрения было выбрано 8 экваториальных КД, часть из которых наблюдалась на нескольких оборотах Солнца.

Результаты наблюдений КД

1. Экваториальные корональные дыры, наблюдавшиеся в эпоху глубокого минимума между 22-м и 23-м циклами активности, оказались менее контрастными на фоне окружающих их областей невозмущенного Солнца, чем КД, наблюдавшиеся в прошлом цикле. В то же время яркостные температуры корональных дыр обоих циклов оказались практически одинаковыми. Спектры показывают рост яркостных температур КД от 12 — 14-Ю3К в диапазоне волн 3-4 см до (35—40)-103if на волнах 17-18 см.

Различие контрастов, полученных за два периода наблюдений, объясняется тем, что уровень радиоизлучения соседних с КД спокойных областей в 1984-85 гг. (в конце ветви спада предыдущего цикла) оказался несколько выше уровня радиоизлучения спокойного Солнца, зарегистрированного в фазу глубокого* минимума в 1995-96 гг. Об этом свидетельствуют как величины интегральных потоков радиоизлучения Солнца в микроволновом диапазоне (данные мировой службы Солнца), так и соответствующие им яркостные температуры областей спокойного Солнца, определенные на основе одномерных сканов по наблюдениям на РАТАН-600.

2. Для большинства исследованных КД их эффективные радиоразмеры оказались практически постоянными в диапазоне 420 см (200" — 300") с небольшим (не более 20%) ростом с длиной [ волны одной из дыр (ПМЦ-17.06.95), и уменьшением - другой (ПМЦ-27.09.96). Оказалось, что эффективные радиоразмеры корональных дыр в этот глубокий минимум солнечной активности (1995-1996) проявили зависимость от длины волны, отличающуюся от той, что была получена при исследованиях в предыдущем цикле: для трех из четырех исследованных дыр прошлого цикла было отмечено увеличение' радиоразмера.с ростом длины волны от 8 до 32 см и для одной постоянство радиоразмера в указанном диапазоне.

Сравнение размеров дыр в разных энергетических диапазонах (микроволновом, УФ, рентгеновском и оптическом) выявило их различное соотношение для разных дыр, что, по-видимому, отражает разнообразие топологии магнитных полей в них.

3. Выявлен различный характер влияния активных областей, расположенных вблизи дыры, на характеристики ее микроволнового излучения. В то время как в большинстве случаев близость активных областей снижает контраст радиояркости КД на фоне соседних областей спокойного Солнца за счет подъема уровня радиоизлучения КД, отмечен факт четкой видимости КД на фоне спокойного Солнца на протяжении двух оборотов Солнца (ПМЦ-27.09.96,24.10.96) при наличии в непосредственной близости от КД флоккульной области со стабильной биполярной магнитной структурой, являющейся источником интенсивного излучения в микроволновом и рентгеновском диапазонах. Эта дыра видна на сканах РАТАН-600 как область пониженной радиояркости не только на волнах дм-диапазона, но и на коротких см-волнах 2-3 см (в большинстве случаев на РАТАН-600 КД регистрировались только на волнах длиннее 4 см).

4. Впервые на основе радиоастрономических многоволновых высокоточных спектрально-поляризационных наблюдений Солнца с высоким пространственным разрешением уверенно зарегистрировано поляризованное по кругу излучение корональной дыры. В рамках теплового тормозного механизма излучения определена напряженность коронального магнитного поля (продольная составляющая) в КД, которая достигает максимального значения 7-10 Гс на высотах генерации волн 17-18 см (15—20 тыс. км над уровнем фотосферы).

Подобие спектров яркостных температур КД и спокойного Солнца позволяет утверждать, что в их атмосферах действуют общие механизмы излучения. При этом более пологий спектр яркости КД (при тепловом тормозном излучении) отражает пониженную плотность и меньший градиент температуры в атмосфере КД по сравнению с атмосферой спокойного Солнца.

Поскольку спектры яркостных температур корональных дыр, а также спокойного Солнца, полученные в эпоху последнего минимума активности, совпали со спектрами КД и минимального спокойного Солнца, полученными на РАТАН-600 в прошлом цикле, для интерпретации наблюдений правомерно использовать эмпирические однородные модели атмосфер КД и спокойного Солнца, построенные ранее на основе средних характеристик микроволнового излучения КД по наблюдениям в центре диска и с учетом данных в оптическом и УФ-диапазонах [12]. Согласно этим моделям различие градиентов температуры начинается на уровне с Те > Ю5/^, градиент температур на этих высотах в КД ниже в 5-6 раз, чем в спокойном Солнце; плотность в основании короны 1 — 2 • 108сл«~3, что примерно в 2 раза ниже, чем в спокойном Солнце (такие же значения плотности в КД приводятся в [13] и [14] по результатам наблюдений в период последнего минимума активности на спутнике БОНО).

Правомерность использования однородных моделей, полученных по наблюдениям в 1984-87 гг., подтверждает хорошее согласие расчетных эффектов на лимбе (уменьшение радиорадиуса спокойного Солнца на дециметровых волнах с выходом КД на лимб) с наблюдаемым на РАТАН-600 восходом КД (ПМЦ-11.03.96).

Однородные модели хорошо согласуется с наблюдениями в центре диска, но для объяснения таких лимбовых эффектов как абсолютные величины радиорадиусов спокойного Солнца в присутствии и отсутствии КД на лимбе необходим учет неоднородностей в атмосферах КД и спокойного Солнца, а именно - петельной структуры спокойной солнечной атмосферы и макроспикул, наблюдаемых в КД. Как лимбовые эффекты, так и спектры контрастов яркости КД в центре диска в диапазоне 3-30 см, объясняются, если предположить наличие петель в спокойной солнечной атмосфере со следующими параметрами: плотность ]Уе = 109сл«~3, температура Т = (1.5 — 2.0) • 106К, высота 50-100 тыс.км., мера эмиссии ЕМ = (2 - 4) • 1026с^-5. Последние наблюдения в рентгеновском и ультрафиолетовом диапазонах подтверждают существование таких петель в спокойном Солнце.

В третьей главе приводятся результаты измерения напряженности магнитного поля в корональной дыре по спектрально-поляризационным наблюдениям Солнца в микроволновом диапазоне с высоким пространственным и частотным разрешением на радиотелескопе РАТАН-600. Проведен анализ наблюдений изолированной экваториальной корональной дыры на двух оборотах Солнца в октябре-ноябре 1996 г. (ПЦМ - 12.10.1996 и 9.11.1996). Высокоточные измерения степени круговой поляризации радиоизлучения Солнца на этом радиотелескопе стали возможны в последнее время в результате последовательных усовершенствований комплекса приемно-регистрирующей аппаратуры и развития программного обеспечения для обработки наблюдательных данных [10, 11, 8].

Надежно зарегистрировано поляризованное по кругу излучение, связанное с прохождением этой корональной дыры по диску на двух оборотах Солнца. Степень круговой поляризации радиоизлучения данной корональной дыры растет с длиной волны от величины 0.15—0.30% на волне 10 см и достигает 1.5-1.7% см на волне 18 см, не превышает 3% на волне 30 см. Значение продольной составляющей магнитного поля, определенное в рамках теории генерации теплового тормозного радиоизлучения в присутствии слабого однородного магнитного поля, также возрастает с длиной волны от величины 2-3 Гс на волне 10 см до 7-10 Гс на волне 18 см, с последующим сохранением этого значения (или, возможно, некоторым его уменьшением) на волне 30 см.

Как показывают магнитографические наблюдения, величины магнитных полей в спокойном Солнце и КД на уровне фотосферы очень близки. В то же время спектрально-поляризационные наблюдения в микроволновом диапазоне надежно выявили поляризованную компоненту в радиоизлучении КД и ее отсутствие в окружающих спокойных областях. Этот наблюдательный факт подтверждает различие магнитных структур в спокойном Солнце и КД. На уровне верхней хромосферы - нижней короны в спокойном Солнце магнитные структуры в основном замкнутые. Поэтому в области генерации микроволнового излучения силовые линии магнитного поля в среднем имеют горизонтальное направление, т.е. очень малую продольную составляющую, и соответственно поляризованного, сигнала не наблюдается. В открытых магнитных структурах корональных дыр силовые линии имеют в среднем радиальное направление, что при удачном КД расположении относительно луча зрения (КД в центре диска) позволяет зарегистрировать ее поляризованное излучение.

В заключении приводятся основные результаты диссертации и и обсуждаются физические условия в атмосферах спокойного Солнца и корональных дыр:

- Выявлена циклическая переменность интенсивности радиоизлучения спокойного Солнца в микроволновом диапазоне, обусловленнная изменением меры эмиссии корональных слоев невозмущенной солнечной атмосферы.

- На основе новых наблюдательных данных построены спектры яркостных температур КД, спектры контрастов яркости КД и соседних участков невозмущенного Солнца, измерены эффективные размеры корональных дыр в широком микроволновом диапазоне.

- Обнаружен различный характер зависимости радиоразмеров изолированных экваториальных корональных дыр от длины волны (от высоты над фотосферой), что в совокупности с данными в других энергетических диапазонах свидетельствует о различной конфигурации магнитных полей в КД.

- Обнаружена повторяемость спектров яркостных температур КД в диапазоне 2-20 см в двух минимумах активности и изменение контраста КД и спокойного Солнца в ходе цикла.

- Обнаружено поляризованное по кругу излучение корональной дыры на волнах диапазона 10-30 см и исследованно магнитное поля в КД на уровне нижней короны: продольная компонента магнитного поля достигает 7-10 Гс на высотах генерации радиоизлучения на волне 18 см (15-25 тыс.км. над уровнем фотосферы).

Отмечается, что новые наблюдательные данные в целом подтверждают представления, полученные ранее на основе комплексных исследований, о физических условиях в атмосферах КД и спокойного Солнца, однако позволяют продвинуться в изучении структуры магнитного поля.

Микроволновые спектры яркостных температур КД и окружающих областей спокойного Солнца свидетельствуют об основных различиях их атмосфер - меньшем градиенте температуры и меньшей плотности (в 2 раза - в основании короны) в КД, по сравнению со спокойным Солнцем.

Главным отличием атмосфер спокойного Солнца и КД является | наличие корональных петель в спокойном Солнце и их отсутствие в КД. | Это следует как из больших контрастов КД в дециметровом диапазоне в центре диска, так и из лимбовых эффектов (уменьшение радиорадиуса при выходе КД на лимб). Петельная структура спокойного Солнца хорошо видна на изображениях Солнца в крайнем ультрафиолете и мягком рентгеновском излучении.

Во многом различие структур внешней атмосферы КД и спокойного Солнца связано с различной конфигурацией магнитных силовых линий - в ^покойном Солнцепреобладают замкнутые структухзымашитных силовых линий, в то время как в КД силовые лишш>.в основном, имеют открытую конфигурацию. Различие в структурах магнитного поля подтверждается наличием поляризованного излучения из КД в дециметровом диапазоне и отсутствием поляризованного излучения спокойного Солнца. Вертикальные структуры, наблюдаемые в других энергетических диапазонах, подтверждают такую конфигурацию магнитного поля в КД.

Личный вклад

Обработка всего наблюдательного материала, использованного в данной диссертации, производилась автором.

Автор участвовал в разработке методики исследования циклических вариаций спокойного Солнца и методики исследования поляризованного излучения в источниках на Солнца, наблюдаемых в депрессии.

В работах по исследованию корональных дыр на фоне спокойного Солнца и в изучении магнитного поля в КД автор принимал активное участие на всех этапах работы: получение основных характеристик излучения, сравнение с результатами других исследований, обсуждение физической модели.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Медарь, Вера Григорьевна

3.5 Выводы

В третьей главе приводятся результаты измерения напряженности магнитного поля в корональной дыре по спектрально-поляризационным наблюдениям Солнца в микроволновом диапазоне с высоким пространственным и частотным разрешением на радиотелескопе РАТАН-600 [109]. Проведен анализ наблюдений изолированной экваториальной корональной дыры на двух оборотах Солнца в октябре-ноябре 1996 г. (ПЦМ - 12.10.1996 и 9.11.1996). Высокоточные измерения степени круговой поляризации радиоизлучения Солнца на этом радиотелескопе стали возможны в последнее время в результате последовательных усовершенствований комплекса приемно-регистрирующей аппаратуры и развития программного обеспечения для обработки наблюдательных данных. Надежно зарегистрировано поляризованное по кругу излучение, связанное с прохождением этой корональной дыры по диску на двух оборотах Солнца. Степень круговой поляризации радиоизлучения данной корональной дыры растет с длиной волны от величины 0.2% на волне 9 см и достигает 1.5-2% см на волне 18 см, не превышает 3% на волне 29.6 см. Значение продольной составляющей магнитного поля, определенное в рамках теории генерации теплового тормозного радиоизлучения в присутствии слабого однородного магнитного поля достигает 7-10 Гс на волне 18 см.

Исследованная здесь корональная дыра была слабоконтрастной как в микроволновом, так и в других электромагнитных диапазонах. Удаленность ее от каких-либо активных образований и удачное расположение относительно ножевой диаграммы антенны позволили надежно выделить связанный с ней слабый поляризованный сигнал радиоизлучения в широком диапазоне волн и оценить напряженность магнитного поля в ней на уровне нижних корональных слоев.

Данные о величине магнитного поля в дыре на уровне верхней хромосферы-нижней короны, полученные на основе спектрально-поляризационных наблюдений на РАТАН-600, дают основания для развития наших представлений о структуре магнитных полей в КД и в окружающих ее областях. Во многом различие структур внешней атмосферы КД и спокойного Солнца связано с различной конфигурацией магнитных силовых линий - в спокойном Солнце преобладают замкнутые структуры магнитных силовых линий, в то время как в КД силовые линии, в основном, имеют открытую конфигурацию. Различие в структурах магнитного поля подтверждается наличием поляризованного излучения из КД в дециметровом диапазоне и отсутствием поляризованного излучения спокойного Солнца.

Заключение

Исследованы радиохарактеристики спокойного Солнца и корональных дыр и изменение их в ходе цикла солнечной активности. Получены следующие результаты:

1. Выявлена циклическая переменность интенсивности радиоизлучения спокойного Солнца в микроволновом диапазоне, проявляющаяся на волнах 8-32 см и исчезающая на более коротких волнах. Спектральные характеристики циклической вариации радиоизлучения невозмущенного Солнца свидетельствуют о ее тепловой природе и интерпретируются как изменение в ходе цикла меры эмиссии корональных слоев (увеличение на 40% в середине ветви спада по сравнению с фазой минимума).

2. Показано, что экваториальные корональные дыры, выделяются на фоне окружающих их областей невозмущенного Солнца менее контрастно, чем КД, исследовавшиеся в прошлом цикле. Получен спектр контрастов яркости - контраст растет с длиной волны, достигая максимума на наиболее длинных волнах диапазона. Отмечается изменнение контраста КД в ходе цикла.

3. Построены спектры яркостных температур четырех КД и окружающих их областей спокойного Солнца. Полученные спекры практически совпали с теми, которые были получены в прошлом цикле по наблюдениям КД на том же инструменте по аналогичной методике. Это дает основание считать, что получены типичные спектры яркостных температур микроволнового излучения экваториальных корональных дыр. Яркостная температура КД растет от 12 — 14-103 К в диапазоне волн 3-4 см до (35 — 40) • 103ii на волнах 17-18 см.

4. Для большинства исследованных КД их эффективные радиоразмеры оказались практически постоянными в диапазоне 4-20 см (200 - 300 ) с небольшим (не более 20%) ростом с длинои волны одной из дыр, и уменьшением - другой. Отмечена близость с точностью до 20% радиоразмеров КД соответствующим размерам дыр (в направлении сканирования) на изображениях в рентгеновском и УФ диапазонах и в о линии Не1 10830А. Сравнение размеров дыр в разных энергетических диапазонах (микроволновый, УФ, рентгеновский и оптический) выявило их различное соотношение для разных дыр, что, по-видимому, отражает разнообразие топологии магнитных полей в них.

5. Выявлен различный характер влияния активных областей, расположенных вблизи дыры, на характеристики ее микроволнового излучения.

6. Не выявлено существенных различий в мелкомасштабной структуре радиоизлучения КД и окружающих областей в диапазоне волн 2-4 см.

7. По новым наблюдательным данным подтвердились эффекты, связанные с появлением КД на лимбе, отмеченные по наблюдениям в прошлом цикле: при восходе дыры наблюдается изменение в распределении радиояркости спокойного Солнца у лимба и уменьшение радиорадиуса (эффект более четко проявляется на более длинных волнах диапазона).

8. Обнаружено поляризованное по кругу излучение корональной дыры на волнах диапазона 10-30 см и исследованно магнитное поля в КД на уровне нижней короны. Степень круговой поляризации радиоизлучения растет с длиной волны от величины 0.2% на волне 9 см и достигает 1.5-2% см на волне 18 см, не превышает 3% на волне 29.6 см. Значение продольной составляющей магнитного поля, достигает 7-10 Гс на высотах генерации радиоизлучения на волне 18 см (15-25 тыс.км. над уровнем фотосферы).

Полученные результаты позволяются продвинуться решении некоторых аспектов общей проблемы отличия внешних атмосфер спокойного

Солнца и КД.

Различия этих атмосфер начинают проявляться уже в переходной области между хромосферой и короной как в квазистационарных, так и в нестационарных процессах. На более низких уровнях солнечной атмосферы, как видно на изображениях Солнца в хромосферных линиях и подтверждают исследования мелкомасштабной структуры радиоизлучения Солнца в диапазоне коротких сантиметровых волн (24 см) различия между физическими условиями в КД и спокойном Солнце еще не ощутимы.

Различие в спектрах спокойного Солнца и корональных дыр в микроволновом диапазоне соответствует более низкому градиенту температуры в КД по отношению к спокойному Солнцу. Этот факт согласуется с большей протяженностью свечения на лимбе большинства ультрафиолетовых линий в КД (от 304Ä Hell до La).

Главным различием атмосфер спокойного Солнца и КД является наличие корональных петель в спокойном Солнце и их отсутствие в КД. Это следует как из больших контрастов КД в дециметровом диапазоне, так и из лимбовых наблюдений (уменьшение радиорадиуса на длинных волнах диапазона при выходе КД на лимб). В последние годы это очень хорошо видно на изображениях Солнца в крайнем ультрафиолете и мягком рентгеновском излучении.

При отсутствии петель внешние слои КД могут рассматриваться как минимальный фоновый уровень короны. Фоновая компонента спокойного Солнца может содержать очень небольшое число низких петель и высоких петель, располагающихся в области стримеров. Основной же вклад в эту компоненту вносит диффузная, внепетельная составляющая короны. Существенно подчеркнуть, что эта компонента зависит от общего уровня солнечной активности, как это было показано в первой главе.

Во многом различие структур внешней атмосферы КД и спокойного Солнца связано с различной конфигурацией магнитных силовых линий - в спокойном Солнце преобладают замкнутые структуры магнитных силовых линий, в то время как в КД силовые линии, в основном, имеют открытую конфигурацию. Различие в структурах магнитного поля подтверждается наличием поляризованного излучения из КД в дециметровом диапазоне и отсутствием поляризованного излучения спокойного Солнца. Вертикальные структуры, наблюдаемые в других энергетических диапазонах, подтверждают такую конфигурацию магнитного поля в КД - слабые нестационарные процессы типа макроспикул, развивающиеся в КД, приводят к образованию щеточек (plumes), хорошо наблюдаемых в полярных корональных дырах [47, 2].

Открытая конфигурация магнитного поля в присутствии слабых нестационарных процессов в переходной области создает благоприятные условия для ускорения ветра На всех корональных уровнях. По-видимому, большинство дыр характеризуются холмом униполярного поля, эффективном выносом плазмы, переходящим в высокоскоростной геоэффективный поток солнечного ветра. Однако в некоторых дырах структура крупномасштабного поля может быть более сложной и это может сказываться на условиях ускорения солнечного ветра в этих областях короны.

Дальнейшее развитие данной диссертационной работы может быть связано с вопросом о происхождении корональных магнитных полей. Здесь необходимо изучать связь мелкомасштабной структуры с магнитными полями, проявляющимися в различных крупномасштабных структурах короны. Исследование условий (причин) формирования однородного магнитного поля в корональных дырах и замкнутых силовых линий в спокойной короне из отдельных узелков, наблюдаемых на уровне фотосферы представляет собой интересную научную проблему.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Медарь, Вера Григорьевна, 2000 год

1. Coronal holes and high speed wind streams, 1977, J.B.Zirker, ed., Colorado Associated University Press.

2. K.Wilhelm, E.Marsch, B.Dwivedi, D.Hassler, Ph.Lemaire, A.Gabriel, M.Huber, 1998, Aph.J. v.500, p.1023-1038.

3. L.W.Acton, 1994, IAU Colloq.144 "Solar Coronal Structures", V.Rusin, P.Heinzel, J.-C.Vial (eds.) p.69~76.

4. H.Hara, S.Tsuneta, L.W.Acton, Y.Ogawara 1994, PASJ, v.46, p.493-502

5. T.Yoshida, S.Tsuneta, L.Golub, K.Strong, Y.Ogawara, 1995, PASJ, v.47,p.15-19.

6. Богод В.M., Дикий В.Н., Корольков Д.В., Сорель В.Е., Изв. CAO. Астрофиз. исслед. 1983. N 17. С. 124.

7. Богод В.М., Абрамов-Максимов В.Е., Дикий В.Н., Ватрушин С.М., Цветков C.B. Препринт CAO РАН. 1993. N 84.

8. Гараимов В.И., Препринт CAO РАН. Нижний Архыз, 1997. N 127Т.

9. Гараимов В.И., Богод В.М., Проблемы современной радиоастрономии, XXVII радиоастрономическая конференция, Санкт-Петербург, ИПА РАН, 1997. Т.2. С.137.

10. Богод В.М., Гараимов В.И., Тохчукова С.Х., Шатилов В.А., Проблемы современной радиоастрономии, XXVII радиоастрономическая конференция, Санкт-Петербург, ИПА РАН, 1997. Т.З. С.40.

11. Богод В.М., Гараимов В.И., Комар Н.П., Шатилов В.А., Проблемы современной радиоастрономии, XXVII радиоастрономическая конференция, Санкт-Петербург, ИПА РАН, 1997. Т.З. С.132.

12. Боровик В.Н., Курбанов М.Ш., Лившиц М.А., Рябов Б.И., 1990, Астрон. журн. Т. 67. С. 1038.

13. F.Chiudery Drago, E.Landy, A.Fludra, J.M.Delouis, A.Kerdraon,1999, Proceeding of 8th SOHO Warkshop, EAS, SP-446, p.287-292.

14. Fludra A., Del Zanna G., Bromage D.J., 1999, Sp.Sc.Rev., v.87, p.185-188.

15. A.H.Gabriel, 1994, Advances in Space Research, vol. 14, N. 4, 203 p.

16. S.Tsuneta, L.W.Acton, M.Bruner, J.Lemen, W.Brown, R.Caravalho, R.Catura, S.Freeland, et al., 1991, Solar Phys., v.136, p.37.

17. Боровик B.H., 1997, Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук, пос.Нижний Архыз, 1997.

18. O.G.Badalyan, M.A.Livshits, 1997, Astrophysics and Space Science, v.252, p.317-324.

19. О.Г,Бадалян, М.А.Лившиц, 19866 Астрон.журнал, т.63, с.1029.

20. Tanaka Н.// Proc.Res.Inst.Atmosph., Nagoya Univers. 1964, V.ll, P.41.

21. Железняков В.В Радиоизлучение Солнца и планет. М. Наука. 1965, С.74.

22. Das Gupta, Basu D.//Nature. 1965, V.208, P.739.

23. Hachenberg O.// Mitt.Astron.Inst.Univ.Bonn. 1965, V.65, P.95.

24. Соболева H.C.// Изв. ГАО. Пулково. 1965, T.185, C.183.

25. Kruger A., Olmer I.// Bull.Astron.Inst.Chesk. 1973, V.24, N.4, P.202.

26. Zieba S.,Gula R.// Acta Astronómica. 1976, V.26, P.55

27. Молчанов А.П.// сб. Радиоизлучение Солнца. ЛГУ. 1969, Т.1, С.5.

28. Covington A.// Solar Phys. 1977, V.54, Р.393.

29. Боровик В.Н.// Известия CAO (Астрофиз. исслед.). 1979, Т.11, С.107.

30. Боровик В.Н.// Солнечные данные. 1968, N 1, С.97.

31. Боровик В.Н., Курбанов М.Ш.// Пространственно-временные аспекты солнечной активности. /ред.Дергачев В.А./ СПб. ФТИ. 1992. С.67.

32. Кротиков В.Д., Порфирьев В.А., Троицкий B.C. 1961. Радиофизика Известия ВУЗов, т.4, с.104

33. Bastian N.S., Dulk G.A.// Proceed.9-th Sacramento Peak Summer Workshop, "Solar and Stellar Coronal Structures and Dynamics./ ed. R.C.Altrock/. 1988. National Solar Observatory. P.386.

34. Парийский Ю.Н. //Известия ГАО. 1972. T.188. C.149.

35. Корольков Д.В., Парийский Ю.Н., Соболева Н.С.// Солнечные данные. 1958, N 9, С.65.

36. Tanaka Н. et al. // Solar Phys. 1973, V.29, P.243.

37. Waldmeier M. // Zs.Astrophys. 1957, V.43. P.289.

38. Borovik V., Enome S., Medar V., Garaimov V., Komarov V.//in "Radio emission from the stars and the Sun". Barcelona, 3-7 Yuly, 1995, Abstracts, P. 50.

39. Borovik V.N., Kurbanov M.Sh., Mihailutza V.P., Plotnikov V.M., 1989, Труды XIII Консультативного совещания по физике плазмы (памяти В.Е.Степанова), Одесса, 26 сентября-2 октября 1989, Наука, т.1, С.315-320.

40. Степанян Н.Н. // Известия АН, серия физическая. 1995. Москва, Наука. С. 63.

41. Mogilevsky E.I., Obridko V.N., Shilova N.S. // Preprint N 11(1096). 1996. M.: Izmiran.

42. E.I.Mogilevsky, V.N.Obridko, S.Shilova, 1997, Sol.Phys. v.176, p.107-121.

43. Badalyan O.G., Sykora J. // Astron. Astrophys. 1997, v.319, p.664.

44. Бадалян О.Г., Лившиц M.A., Сикора Ю. // Астрон. ж., 1997, т.74, с.767.

45. F.L.Wefer, M.P.Bleiweiss, 1976, BAAS, v.8, p.338.

46. H.Nakajima et al. 1994, Proc.IEEE, v.82, p.705

47. S.R.Habbal, 1992, Ann.Geophys., V.10, p.34-46.

48. V.N.Obridko, B.D.Shelting, 1989, Solar Phys., v.124, p.73.

49. Обридко B.H., Шельтинг Б.Д., 1990, Астрономический журнал, т.67, с.890.

50. К.В.Гетман, М.А.Лившиц, 1996, Астрономический журнал, том 73, с.119-124.

51. J.E.Insley, V.Moore, R.A.Harrison, 1997, Sol.Phys. v.175, p.437-456.

52. R.A.Harrison, 1997, Solar Phys. v.175, p.467-485.

53. D.Berghmans, F.Clette, D.Moses, 1998, Astron.Asrtophys., v.336, p.1039-1055.

54. Боровик B.H., Курбанов М.Ш., Лившиц M.A., Рябов Б.А., 1993, Астрон. журн. Т. 70. С. 403.

55. N.Gopalswamy, K.Shibasaki, C.E.DeForest, B.Bromage, G.DelZanna, 1998, Synoptic Solar Phys. ASP Conference Series, ed. by K. S. Balasubramaniam; Jack Harvey; and D. Rabin, vol. 140, p.363.

56. K.Wilgelm, P.Lemaire, W.Curdt, U.Schuhle, E.March, A.I.Poland, S.D.Jordan, R.J.Thomas, D.M.Hassler, M.C.E.Huber, J.-C.Vial, M.Kuhne, O.Siegmund, A.Gabriel, J.G.Timothy, M.Grewing, U.Feldman, J.Hollandt, P.Brekke, Solar Phys., 1997, v.170, p.75-104.

57. R.A.Harrison, A.Fludra, C.D.Pike, J.Payne, W.T.Tomson, A.I.Poland, E.R.Breeveld, A.A.Breeveld, J.L.Culhane, O.Kjeldseth, M.C.E.Huber, B.Aschenbach, Solar Phys., 1997, v.170, p.123.

58. Del Zanna G., Bromage B.J., 1997, Proceedings of the fifth SOHO Workshop, ESA SP-404, p.323.

59. Spadaro D., 1999, Proceeding of 8th SOHO Workshop, EAS, SP-446, p.75-80.

60. Huber M.C., 1999, Proceeding of 8th SOHO Warkshop, EAS, SP-446, p.9-19.

61. P.T.Gallapher, K.J.H.Phillips, L.K.Harra-Murnion, E.P.Keenan, 1998, Astron.Astrophys., v.335, p.733-745.

62. H.Norton, U.Maryland, U.Feldman Proceeding of 8th SOHO Warkshop, EAS, SP-446, p.509-513.

63. A.Reinokainen, S.Urpo, E.Valtaoja, 1998, Astron.Astrophys., v.333, p.741-745.

64. A.Reinokainen, E.Valtaoja, S.Urpo, V.I.Makarov, V.V.Makarova, A.G.Tlatov, 1999, Radioastronomical Researches, Proceeding of the VIII Russian-Finnish Symposium on Radioastronomy, eds. V.V.Zaitsev, A.V.Stepanov, St.-Petersburg, p.44-48.

65. S.Pohjolainen, F.Portier-Fozzani, D.Ragzigne, J.Heikkila, 1998, CESRA Workshop in Coronal Explosive Events, Metsahovi Publications on Radio Scince, HUT-MET-27, p.59.

66. Z.Wang, M.R.Kundu, H.Yoshimura, Solar and stellar coronal structure and dynamics; Proceedings of the Ninth Sacramento Peak Summer Symposium, Sunspot, NM, Aug. 17-21, 1987. Sunspot, NM, National Solar Observatory, 1988, p. 458-471.

67. N.Gopalswamy, K.Shibasaki, C.E.DeForest, B.Bromage, G.DelZanna, 1998, Synoptic Solar Phys. ASP Conference Series, ed. by K. S. Balasubramaniam; Jack Harvey; and D. Rabin, vol. 140, p.363.

68. Моисеев И.Г., Нестеров H.С., 1997, Проблемы современной радиоастрономии, труды XXVII радиоастрономической конференции, Санкт-Петербург, 10-14 ноября 1997 г., т.2, с.112.

69. Артемьев А.Б. Труды конференции, посвященной 50-летию Горной Астрономической станции ГАО РАН, Санкт-Петербург, 1998, с.197-200.

70. Криссинель Б.Б., Кузнецова С.М., Максимов В.П., Просовецкий Д.В., Степанов А.П., Шишко А.Ф., 1997, Проблемы современной радиоастрономии, труды XXVII радиоастрономической конференции, Санкт-Петербург, 10-14 ноября 1997 г., т.2, с.4.

71. G.A.Dulk, K.V.Sheridan, 1974, Solar Phys., v. 36, p.191.

72. Петерова H.Г., 1982, Солнечные данные, т.1, с.100-103.

73. Боровик В.Н., Лившиц М.А., 1981, Астрономический циркуляр, N 1187, с.1-5.

74. Krieger A.S., Timothy A.F., Roelof Е.С., Sol. Phys. V.29. P. 505.

75. Боровик В.H., 1995, Известия АН, серия физическая, Т. 59. N 9, с. 137-144.

76. Lantos Р., Astron. Astrophys. 1978. V. 62. P. 69.

77. Боровик В.Н., Лившиц М.А., Астрон. журн. 1982. Т. 59. С. 355.

78. M.D.Papagiannis, K.B.Baker, 1982, Solar Phys., v.79, p.365.

79. Solar-Geophysical Data. Boulder, USA. 1995-98.

80. Preliminary Reports of Solar-Geophysical Data. 1995-1996.

81. Borovik V.N., Lecture Notes in Physics. 1994. V. 432. P.185.

82. Железняков В.А., Излучение в астрофизической плазме, М: "Янус-К", 1997.

83. Гельфрейх Г.Б., Астрон. циркуляр, 1972, N 699, С.З.

84. V.M.Bogod, A.S.Grebinskij, 1997, Solar Phys., v.176, p.67-86.

85. В.М.Богод, A.С.Гребинский, Л.В.Опейкина, 1996, Изв. ВУЗов Радиофизика, t.XXXIX N 11-12, С.1450-1455.

86. Bohlin J.D., Sheeley N.R., Solar Phys. 1978. V.56. P.125.

87. Borovik V.N., Kurbanov M.Sh., Astron.Nachr. 1990. V.311. P.6.

88. Wang Y.M., Sheeley N.R., Astrophys. J. 1990. V.355.P.726.

89. Wang Y.M., Sheeley N.R., J. Geophys. Res. 1994. V.99. P.6579.

90. Gelfreikh G.B., Solar Coronal Structures, IAU Coll.144 (ed. Rusin V., Heinzel P., Vial J.-C.), Slovakia: VEDA, 1994. C.21.

91. Judge P., Astrophys.J. 1998, v.500, p.1009-1022.

92. Gabriel, A.H., 1976, Phil.Trans.Roy.Soc. London, v.281, p.339.

93. Levine R.H., Coronal Holes and High Speed Wind Streams, (ed. Zirker J.B. Boulder: Colorado Associated University Press, 1977. P.103.

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

95. Levine R.H., Altschuler M.D., Harvey J.W., Jackson B.V., Astrophys.J., 1977, v.215, p.636.

96. Маланушенко E.B., Степанян H.H., Кинематика и физика небесных тел, 1994, т.10, N 6, с.51.

97. Степанян H.H., Изв. РАН. сер."Физическая". 1995. Т.59. С.63.

98. Zhang J., Wang J., Deng Y., Wang H., 1999, Solar Phys., v.188, p.47-58.

99. Zhang J., Wang J., Wang H., Zirin H., Astron. Astrophys., 1998, v.335, p.341-350

100. H. Wang, F. Tang, H. Zirin, J. Wang, 1996, Solar Physics, v.165(2), p.223-235.

101. J.Zhang, G.Lin, J. Wang, H.Wang, H.Zirin, 1998, Solar Physics, v.178(2), p.245-250.

102. P.Hackenberg, G.Mann, E.Marsch, 1999, Space Sci.Rew., v.87, p. 207210.

103. P.Hackenberg, G.Mann, E.Marsch, 1999, ESA SP-446, p.182.

104. J.F.McKenzie, G.V.Sukhorukova, W.I.Axford, 1998, Astron.Astrophys., v.330, p.1145

105. B.H.Боровик, М.А.Лившиц, В.Г.Медарь, Астрон. ж. Т.74, вып.5,1997, с.936-946.

106. В.Н.Боровик, В.Г.Медарь, В.И.Гараимов, В.А.Шатилов, Известия Академии наук, серия физическая, 1998, т.62, N 10, с. 2081-2089.

107. В.Н.Боровик, В.Г.Медарь, В.И.Гараимов, Труды конференции "Достижения и перспективы солнечной радиоастрономии", Петро-дворец, 1998 г., с.22-25.

108. В.Н.Боровик, В.Г.Медарь, А.Н.Коржавин, Первые измерения магнитного поля в корональной дыре по радионаблюдениям Солнца на РАТАН-600, Письма в АЖ, 1999, т.25, N 4, с. 299-307.

109. V.N.Borovik, V.G.Medar, 1999, Proceeding of 8-th SOHO Workshop, ESA SP-446, p.185-190.