Диплом, курсовая, контрольная работа
Помощь в написании студенческих работ

Крупномасштабные магнитные поля на Солнце: Вращение и циклические вариации

Диссертация: Крупномасштабные магнитные поля на Солнце: Вращение и циклические вариации
ДиссертацияПомощь в написанииУзнать стоимостьмоей работы

Многими авторами подчеркивалось, что характер вращения различных солнечных магнитных структур сильно меняется в зависимости от характерных размеров и времени жизни объектов, используемых в качестве трассеров. Так, вращение короткоживущих магнитных образований, сходное по своим характеристикам, как это следует из кросскорреляционного анализа ежедневных солнечных магнитограмм, с дифференциальным… Читать ещё >

Содержание

  • Глава I.

Сравнение вариаций полного потока солнечного излучения, потока радиоизлучения на 10.7 см, эквивалентной ширины линии Не I 10 830 А и интенсивности глобального магнитного поля и их связь с крупномасштабной структурой солнечного магнитного поля.

1.1. Использованные данные.

1.2. Методы обработки.

1.3. Результаты.

1.3.2. Кросскорреляционные функции короткопериодических вариаций Б1, МЕГ, Я1 и Не / и их изменения с фазой цикла.

1.3.2. Индексы глобального магнитного поля.

1.3.3. Связь циклических кривых коэффициентов корреляции и сдвигов ОБ1, ПШ и ОНе1 с циклическими кривыми индексов 1(ВГ) и п.

1.4. Выводы.

Глава II.

Сравнительный анализ спектров полного потока солнечного излучения и магнитного поля в диапазоне периодов 2−10 дней.

2.1.Введени е.

2.2.Совместный спектральный анализ СП и измерений магнитного потока Солнца.

2.3.Специфическое поведение максимумов на частотах 0.250.31 срс!

-32.4. Обсуждение результатов.

2.4.1. Колебания с периодами 11 лет, 6лет и 2 года.

2.4.2. Колебания с периодами от года до 27 дней.

2.4.3.Колебания с периодами 27−9дней.

2.4.4.Колебания с периодами 7−2 дня.

Глава III.

Исследование дифференциального вращенияСолнца по синоптическим картам магнитных полей.

3.1. Введение.

3.2. Описание результатов Фурье-анализа вращения фотосферных магнитных полей.

3.3. Вторая гармоника вращения.

3.4. Выводы.

Глава IV.

Зонально-секторная структура крупномасштабных солнечных магнитных полей.

4.1. Введение.

4.2. Экспериментальные данные и методы анализа.

4.3. Корреляционный анализ синоптических магнитных карт.

4.4. Основные результаты.

Крупномасштабные магнитные поля на Солнце: Вращение и циклические вариации (реферат, курсовая, диплом, контрольная)

Уникальность Солнца как объекта исследований заключается не только в том, что оно является ближайшей к нам звездой и, соответственно, представляет собой прекрасную астрофизическую лабораторию для детального изучения явлений и процессов, протекающих на звёздах и в их ближайших окрестностях, так как вполне разумно предположить, что основные физические процессы для Солнца (рядовой звезды нашей Галактики, принадлежащей к тому же главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла) и звёзд являются общими и подчиняются одним и тем же законам.

Однако исследование всего многообразия солнечных явлений вызывает огромный интерес не только потому, что значение изучения Солнца для развития астрофизики трудно переоценить. Не приходится сомневаться в том колоссальном влиянии, которое Солнце оказывает на Землю. Изучение солнечно-земных связей выявило большое воздействие различных проявлений солнечной активности на различные геофизические процессы, их характер и протекание, поэтому изучение динамики и механизмов солнечной активности имеет первостепенное значение для понимания многих явлений в магнитосфере, атмосфере и биосфере Земли. Вследствие этого, рассмотрение различных проявлений солнечной активности, вопросы, связанные с их прогнозом и геофизическими последствиями привлекают особое внимание.

Тем не менее, несмотря на многочисленные исследования, посвященные активности Солнца, в настоящий момент мы способны лишь в общих чертах объяснить её динамику, а физический смысл многих выявленных закономерностей по-прежнему не ясен. Но уже точно можно сказать, что солнечная активность так или иначе связана с магнитными полями, их генерацией, эволюцией, вариациями.

На Солнце наблюдается целая иерархия различных систем магнитных полей от мелкомасштабных (грануляция, супергрануляция, мезогрануляция) до крупномасштабных (систем гигантских и сверхгигантских ячеек). Эта иерархия своим происхождением, по-видимому, обязана многоярусной солнечной конвекции. Исследования различных проявлений солнечной активности позволили выявить их тесную связь с пространственно-временной организацией структур солнечных магнитных полей. При этом было установлено, что крупномасштабная структура солнечных магнитных полей, являющаяся комбинацией двух различных систем магнитных полей (системы замкнутых магнитных полей, основная часть магнитного потока которых сосредоточена в замкнутых магнитных структурах вблизи поверхности Солнца и не достигает поверхности источника, и системы открытых магнитных полей, магнитный поток которых достигает поверхности источника и потому уносится солнечным ветром), играет доминирующую роль в организации наиболее заметных и энергичных проявлений солнечной активности: мощных групп пятен, долгоживущих и протонно-вспышечных комплексов активности и связанных с ними продолжительных и протонных вспышек, волокон, корональных дыр, корональных выбросов массы. В то же время следует отметить, что не до конца изучена причинно-следственная связь различных проявлений солнечной активности с теми либо иными структурами солнечных магнитных полей, зачастую не ясны ни характер этой связи, ни механизмы и степень воздействия составляющих магнитного поля Солнца на многие процессы, наблюдаемые на Солнце и в его окрестностях.

Актуальность проблемы. Изучение циклических вариаций крупномасштабного магнитного поля имеет большое значение для понимания структуры, происхождения и развития магнитных полей на Солнце, для разработки физических моделей, достаточно подробно описывающих эти процессы и с высокой степенью точности объясняющих результаты наблюдений, так как до сих пор остаются невыясненными многие детали механизмов генерации и эволюции магнитного поля в конвективной зоне и атмосфере Солнца. В свою очередь, сопоставление вариаций магнитного поля и его составляющих с изменениями различных проявлений солнечной активности позволяет лучше изучить их внутреннюю взаимосвязь, зависимость тех или иных событий на Солнце от сложившейся магнитной обстановки, что, в конечном итоге, приводит к более глубокому пониманию хода развития солнечной активности и к более точному её прогнозированию.

Временные изменения магнитного поля определяются многими факторами, поэтому не всегда можно однозначно интерпретировать результаты анализа. Кроме того, несмотря на наличие длинных рядов наблюдений магнитного поля, анализ их осложняется такими факторами, как нестационарность развития физических процессов, внутренняя неоднородность, нерегулярность определения, наличие порой значительных ошибок. Всё это приводит к тому, что многие характеристики циклических структур и вариаций магнитного поля недостаточно хорошо изучены и нуждаются в более детальном рассмотрении.

Анализу вращения Солнца посвящено большое количество публикаций, что вполне объяснимо, так как солнечное вращение является одним из основных механизмов генерации магнитных полей на Солнце. В настоящий момент используются два способа определения характеристик солнечного вращения. Первый способ — определение скорости вращения с помощью непосредственных прямых наблюдений доплеровских сдвигов спектральных линий. Второй, более распространенный метод, -определение скорости вращения с помощью различных трассеров. Разновидностью этого метода является определение периодов вращения долгоживущих структур путем вычисления автокорреляционных функций на смещениях, близких к ожидаемому периоду вращения на данной гелиошироте (естественно ожидать, что максимум коэффициентов автокорреляции придётся на смещение, соответствующее периоду вращения исследуемых структур). Характеристики вращения сильно отличаются для различных наблюдаемых на Солнце объектов и зависят от очень многих показателей.

Многими авторами подчеркивалось, что характер вращения различных солнечных магнитных структур сильно меняется в зависимости от характерных размеров и времени жизни объектов, используемых в качестве трассеров. Так, вращение короткоживущих магнитных образований, сходное по своим характеристикам, как это следует из кросскорреляционного анализа ежедневных солнечных магнитограмм, с дифференциальным вращением фотосферной плазмы [1,2], носит совсем другой характер, нежели крупномасштабных магнитных полей, которые демонстрируют более твердотельное вращение [35], для которого свойственно наличие нескольких дискретных, выделенных, охватывающих большой диапазон широт, периодов [6,7]. Следует иметь в виду, что характеристики вращения зависят и от высоты в атмосфере Солнца, на которой располагается обследуемый объект (трассер). При этом надо учитывать, что сам трассер может располагаться на одной высоте в атмосфере Солнца, а движение, управляющее трассером, может соответствовать совсем другому уровню в атмосфере (например, есть все основания полагать, что скорость вращения трассеров в короне определяется вращением не короны, а более глубоких слоев, где укоренены арки магнитных дуг, которые наблюдаются в короне). Также неоднократно обращалось внимание на то, что практически все законы на Солнце имеют зависимость от фазы цикла и никоим образом закономерности, установленные для одной фазы цикла, нельзя переносить на другую фазу. Это относится и к характеристикам вращения различных магнитных структур. До сих пор нет полной ясности и в вопросе, динамику каких глубинных слоев Солнца раскрывает характер вращения тех или иных структур магнитного поля. В связи с этим, исследования пространственного распределения скоростей вращения различных магнитных структур Солнца остаются одним из самых актуальных направлений гелиофизики.

Цель работы состоит в изучении циклических структур и вариаций крупномасштабного магнитного поля, характера их эволюции, вращения и взаимодействия, а также сопоставлении вариаций магнитного потока Солнца с изменениями некоторых индексов солнечной активности.

В соответствии с целью работы были поставлены следующие задачи:

1. Выявление новых и уточнение известных свойств циклических вариаций крупномасштабного магнитного поля и их сопоставление с изменениями некоторых индексов солнечной активности.

— 92. Попытка разделения временных и пространственных закономерностей в вариациях полного потока солнечного излучения и магнитного потока Солнца в диапазоне от 2 до 12 дней.

3. Изучение структуры и эволюции крупномасштабных магнитных полей в фотосфере Солнца на основе анализа их вращения и изменения его характеристик со временем.

Методы исследования. Для изучения вращения крупномасштабного магнитного поля Солнца, его циклических вариаций и их связи с изменениями некоторых индексов солнечной активности применялись различные методики статистического и спектрального видов анализа имевшихся данных наблюдений. В основном для спектрального анализа использовалось дискретное преобразование Фурье. Исследовались также спектральная плотность мощности и когерентностьдля выявления зависимостей и уточнения характера связи между изучаемыми параметрами строились кросскорреляционные и автокорреляционные функции.

Научная новизна работы. Впервые проведён совместный корреляционный анализ вариаций некоторых индексов солнечной активности, как-то полного потока солнечного излучения, потока солнечного радиоизлучения на 10.7 см, значения эквивалентной ширины солнечной абсорбционной линии нейтрального гелия 10 830 А, с изменениями магнитного потока Солнца как звезды, а также с вариациями индексов глобального магнитного поля, характеризующих энергию и структуру общего магнитного поля Солнца. Впервые показано, что в диапазоне от 2 до 10 дней спектр вариаций солнечной постоянной и магнитного потока Солнца определяется не только гармониками периода вращения Солнца, но и структурой активных областей, характерными временами жизни и изменений магнитных полей разных масштабов. Выполнены корреляционный анализ и исследование спектра Фурье дифференциального вращения солнечных крупномасштабных магнитных полей и циклических вариаций их зонально-секторной структуры.

Научная и практическая ценность работы определяется тем, что её результаты могут быть использованы в ходе дальнейшей разработки физических моделей генерации и эволюции солнечных магнитных полей и их влияния на различные проявления солнечной активности. Необходимо подчеркнуть, что данная работа выполнена по непосредственным результатам наблюдений, для статистического анализа применялись данные, на которые не накладываются никакие предварительные теоретические предположения, поэтому она может представлять особый интерес для апробации выводов последующих теоретических разработок. Кроме того, полученные закономерности вариаций ряда индексов солнечной активности относительно изменений магнитного поля могут служить эмпирической базой при построении методов краткосрочного прогнозирования солнечной активности.

Результаты определения параметров вращения фотосферных магнитных полей в свете последних достижений гелиосейсмологии могут быть использованы для поисков ответа на вопрос, характер вращения каких именно слоёв конвективной зоны отражают те или иные структуры магнитного поля.

Диссертационная работа состоит из введения, четырёх глав, заключения и списка литературы. Полный объём работы.

Основные результаты диссертации могут быть сформулированы следующим образом:

1. Проведён совместный анализ вариаций полного потока солнечного излучения, потока радиоизлучения на длине волны 10.7 см, эквивалентной ширины линии Не I 10 830 А с полным солнечным магнитным потоком, измеренным для всего Солнца.

2. Приведены доказательства недостаточности объяснения вариаций полного потока солнечного излучения эффектом блокировки излучения пятнами.

3. Выполнен сравнительный анализ спектров полного потока солнечного излучения и магнитного поля в диапазоне периодов от 2 до 10 дней. Показано, что в этом диапазоне спектр солнечной постоянной и магнитного потока определяется не только гармониками периода вращения Солнца, но и структурой активных областей, характерными временами жизни и изменений магнитных полей разных масштабов.

4. Обнаружен выделенный период -3-х дней, природа которого неясна.

5. Показано, что вращение крупномасштабных фотосферных магнитных полей носит более жёсткий характер, чем вращение солнечных пятен.

6. Показано, что дифференциальность вращения крупномасштабных фотосферных магнитных полей возникает как усреднение на большом временном интервале.

7. Подтверждено существование крутильных колебаний по крайней мере с периодом около 11 лет.

— 1318. Выявлен более жёсткий характер вращения 4-х секторной структуры фотосферных магнитных полей по сравнению с 2-х секторной.

9. Обнаружено резкое различие характера вращения фотосферных магнитных полей в экваториальной и полярных зонах Солнца.

10. Показано, что крупномасштабные фотосферные магнитные поля образуют по широте зональную структуру, чаще всего 9-зональную.

11. Выявлено, что в течение большей части солнечного цикла в полярных зонах секторная структура (за исключением, возможно, лишь 2-х секторной) отсутствует, однако непосредственно перед максимумом цикла и в начале фазы максимума в обеих полярных зонах или какой-либо одной из них появляется 4-х секторная структура.

Заключение

.

Показать весь текст

Список литературы

  1. Н.В. // Astrophys. J. 1983. V.270. P.288.
  2. R.F., Harvey J.W., Forgach S. // Solar Phys. 1990. V.130. P.295.
  3. J.M., Howard R.F. // Solar Phys. 1970. V.13. P.251.
  4. J.O. // Solar Phys. 1974. V.36. P.495.
  5. J.O. // Astron. Astrophys. 1989. V.210. P.403.
  6. Hoeksema J.T., Scherrer P.H. Rotation of the coronal magnetic field. //Astrophys. J. 1987. V.318. P.428−436.
  7. Antonucci E., Hoeksema J.T., Scherrer P.H. Rotation of the photospheric magnetic fields: a north-south asymmetry. // Astrophys. J. 1990. V.360 P.296−304.
  8. B.H., Ермаков Ф. А. // Астрономический циркуляр. 1989. № 1539. Стр. 24.
  9. ObridkoV.N., Shelting B.D. Cyclic Variations of the Global Magnetic Fields. // Solar. Phys. 1992. V.137. P.167−177.
  10. Ю.Иванов E.B., Обридко B.H., Шельтинг Б. Д. Крупномасштабная структура солнечных магнитных полей и корональные выбросы массы. // Астрономический журнал. 1997. Т.74. № 2. С.273−277.
  11. J.T. // Ph.D. dissertation. 1984. Stanford University.-13 313. Mcintosh P. S., Wilson P.R. A New Model for Flux Emergenceand the Evolution of Sunspots and the Large-Scale Fields. // Solar1. Phys. 1985. V.97. P.59.
  12. Ivanov E.V. On space-time distribution of faculae and sunspots. // Солнечные данные. 1986. № 7. C.61−72.
  13. Abdussamatov H.I. The fine structure of solar granulation and its relationship to large-scale photospheric structures. // Astron. Astrophys. 1993. V.272. P.580−586.
  14. Harvey K.L., White O.R. Solar Magnetic Fields: The Key to Understanding Solar Irradiance Variations. // SPRC Technical Report 1996. 96p.
  15. Topka K.P., Tarbell T.D., Title A.M. Solar Irradiance Variations due to the Quiet Sun Network. // American Astronomical Society, SPD meeting #29, #02.63. 1997.
  16. Willson R.C. Measurements of solar total irradiance and its variability. // Space Sei. Rev. 1984. V.38. P.203−242.
  17. Hickey J.R., Alton B.M., Kyle H.L. et al. Total solar irradiance measurements by ERB/Nimbus-7. A review of nine years. // Space Sei. Rev. 1988. V.48. P.321−342.
  18. Hickey J.R., Stowe L.L., Jacobowitz H. et al. Initial solar irradiance determinations from Nimbus-7 cavity radiometer measurements. // Science. 1980. P.281−283.
  19. Willson R.C. Accurate solar «constant» determinations by cavity pyrheliometers. // J. Geophys. Res. 1978. V.83. P.4003−4007.
  20. Willson R.C. Solar total irradiance observations by active cavity radiometer. // Solar Physics. 1981. V.74. P.217−229.
  21. Woodard M.F., Hudson H.S. Solar oscillations observed in the total irradiance. // Solar Physics. 1983. V.82. P.67−73.
  22. Hudson H.S. Observed variability of the solar luminosity. // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1988. V.26. P.473−507.
  23. Hoyt D.Y., Kyle H.L., Hickey J.R., Mashhoff R.H. The Nimbus 7 solar total irradiance: a new algorithm for its derivation. // J. Geophys. Res. 1992. V.97. NO Al. P.51−63.
  24. R.F. // Sun-as-a-star spectrum variability. Solar interior and atmosphere. University of Arisona Press. 1991. 751p.
  25. Ю.И., Ихсанов P.H. // Изв. ГАО. 1991. № 207. С. З-12.
  26. Froehlich С., Pap J.M., Hudson H.S. Improvement of the photometric sunspot index and changes of the disk-integrated sunspot contrast with time. // Solar Phys. 1994. V.152. No.l. P. 111−118.
  27. Chapman G.A., Cookson A.M., Dobias J.J. Solar Variability and the Relation of Facular to Sunspot Areas during Solar Cycle 22. // AstrophysJ. 1997. V.482. P.541.
  28. Pap J., Floyd L., Prinz D., Parker D., Ulrich R., Varadi F. Spectral Distribution of Total Irradiance Variability. // American Astronomical Society, SPD meeting #29, #14.02. 1997.
  29. Foukal P. Physical interpretation of variations in total solar irradiance. // J. Geophys. Res. 1987. V.92. P.801−807.-13 535. Hufbauer К. Exploring the Sun. Solar Science since Galileo. //
  30. Baltimore and London: The Johns Hopkins University Press. 1991.372p.
  31. Yoshimura H. The time-delayed solar cycle luminosity modulation by sub-surface magnetic flux tubes. // Astronomische Nachrichten. 1994. V.315. No.3. P.189−203.
  32. Yoshimura H. Darkening of the Sun prior to surface appearance of sunspot flux tubes and magneto-thermal pulsation of the Sun. // // Astronomische Nachrichten. 1994. V.315. No.5. P.371−390.
  33. Willson R.C., Gulkis A., Zanssen M. et al. Observations of solar irradiance variability. // Science. 1981. V.211. P.700−702.
  34. Willson R.C. Solar irradiance variations and solar activity. // J. Geophys. Res. 1982. V.87. P.4319−4326.
  35. Hudson H.S., Willson R.C. Sunspots and solar variability. // The physics of sunspots. Ed. by L.E.Gram, J.H.Thomas. N.Mex.: Sacramento Peak Observatory. 1981. P.434−445.
  36. Hudson H.S., Silva S., Woodard M.F. et al. The effects of sunspot on solar irradiance. // Solar Physics. 1982. V.76. P.211−219.
  37. Steinegger M., Haupt H.F. Facular excess radiation and the energy balance of solar active regions. // Solar Phys. 1994. V.152. No.l. P.317.
  38. Steinegger M., Brandt P.N., Haupt H.F. Sunspot irradiance deficit, facular excess, and the energy balance of solar active regions. // Astron. Astrophys. 1996. V.310. P.635−645.
  39. И.В. // Солнечные данные. 1986. № 6. C.79−84.
  40. Foukal P.V., Lean J. Magnetic modulation of solar luminosity by photospheric activity. // Astrophys. J. 1988. V.328. P.347−357.
  41. Lean J., Foukal P. Model of solar luminosity modulation by magnetic activity between 1954 and 1984. // Science. 1988. V. 240. P.906−908.
  42. Foukal P., Lean J. An empirical model of total solar irradiance variation between 1874 and 1988. // Science. 1990. V.247. P.556−558.
  43. Lean J., Cook J., Marquette W., Johannesson A., Willson R. Facular Origin of the Sun’s 11-year Total Radiation Cycle. // American Astronomical Society Meeting, 188, #79.01. 1996.
  44. Chiang W.-H., Foukal P. The influence of faculae on sunspot heat blocking. // Solar Phys. 1985. У.91. P.9−20.
  45. Harvey K., White O.R. Spectral Irradiance and Magnetic Structures. // 18th NSO/Sacramento Peak Summer Workshop Synoptic Solar Physics. 1997. Sunspot, New Mexico, USA. Ed. by K.S.Balasubramaniam, J. Harvey and D.Rabin.
  46. Э.И. Модель Солнца по новым экспериментам на КА SOHO и проблема энергоисточников солнечной активности. // Известия РАН. 1998. Т.62. № 9. С.1857−1863.
  47. Г. В., Обридко B.H. // Известия РАН. 1995. Т.59. № 7. С. 12.
  48. Е.В. // Известия РАН. 1995. Т.59. № 7. С.29−42.
  49. Е.В. // Солнечные данные. 1986. № 7. С.61−72.
  50. Rieger Е., Share G.H., Forrest D.J. et al. // Nature. 1984. V.312. № 5995. P.623.
  51. Bouwer S.D. Periodicities of solar irradiance and solar activity indices. // Solar Phys. 1992. V.142. No.2. P.365−389.
  52. Gabriel S., Evans R., Feynman J. Periodicities in the occurrence rate of solar proton events. // Solar Phys. 1990. V.128. P.415−422.
  53. Lean J.L., Brueckner G.E. Intermediate-term solar periodicities -100−500 days. // Astrophys. J. Part 1. 1989. V.337. P.568−578.
  54. К.У. Астрофизические величины. // 1977. Мир, Москва. С. 255.
  55. Ф., Корнелиссен Ф., Обридко В., Бреус Т. // Биофизика. 1997.
  56. Howard R.F. The magnetic fields of active regions. II Rotation. // Solar Phys. 1990. V.126. P. 299−309.
  57. Tomczyk S., Hassler D. Temporal Variation of the Solar Coronal Rotation Rate. // 18th NSO/Sacramento Peak Summer Workshop Synoptic Solar Physics. 1997. Sunspot, New Mexico, USA. Ed. by K.S.Balasubramaniam, J. Harvey and D.Rabin.
  58. Solonskii Iu.A., Makarova V.V. The peculiarities of rotation of the solar polar regions. // Solar Phys. 1992. V.139. No.2. P.233−245.
  59. Hathaway D.H., Wilson R. M, Solar rotation and the sunspot cycle. //Astrophys.J. Part 1. 1990. V.357. P.271−274.-13 869. Тлатов А. Г. Дифференциальное вращение красной солнечнойкороны (FeX 6374 А) в 1957—1994 гг. // Астрон.Ж. 1997. Т.74.1. С. 621.
  60. Kambry M.A., Nishikawa J. Solar differential rotation derived from sunspot observations. // Solar Phys. 1990. Y.126. P.89−100.
  61. H.W., Nunn M.D. // Mon.Notic.Roy.Astron.Soc. 1951. V.lll. P.413−421.
  62. Howard R., LaBonte B.J. The Sun is observed to be a torsional oscillator with a period of 11 years. // Astrophys. J. 1980. V.239. P. L33-L36.
  63. Snodgrass H.B. A torsional oscillation in the rotation of the solar magnetic field. // Astrophys. J. Part 2 Letters. 1991. V.383. P. L85-L87.
  64. Makarov V.I., Tlatov A.G. Long-term variations of the torsional oscillations of the Sun. // Solar Phys. 1997. V.170. 1.2. P.373−388.
  65. В.И., Тлатов А. Г. Крутильные колебания Солнца в период 1915—1990 гг.. // Астрон. Ж. 1997. Т.74. № 3. С.474−480.
  66. В.И., Тлатов А. Г. Крутильные колебания в солнечной короне. // Астрон. Ж. 1997. Т.74. С. 615.
  67. Nash A.G. Rotation of the sun’s outer white-light corona determined from Solwind data. // Astrophys.J. Part 1. 1991. V.366. P.592−598.
  68. В.И. Вращение общего магнитного поля Солнца, 1968−1996 гг. // Structure and Dynamics of the Interior of the Sunand sun-like Stars. SOHO 6/GONG 98. Workshop Abstract. 1998. Boston, Massachusetts.
  69. Erofeev D.V. The relationship between kinematics and spatial structure of the large-scale solar magnetic field. // Solar Phys. 1997. V.175. P.45−58.
  70. Benevolenskaya E.E. Longitudinal structure of the double magnetic cycle. // Solar Phys. 1998. V.181. P.479−489.
  71. Hoeksema J.T., Scherrer P.H. Solar Magnetic Field -1976 through 1985. // 1986. WCDA, Boulder, U.S.A.
  72. Hoeksema J.T. Solar Magnetic Field 1985 through 1990. // 1991. WCDA, Boulder, U.S.A.
  73. Ф.А., Обр ид ко В.Н., Шельтинг Б. Д. // Астрон.Ж. 1995. Т.72. № 1. С. 99 (ARep, 39,86).
  74. Ф.А., Обридко ВН., Шельтинг Б. Д. // Астрон.Ж. 1995. Т.72. № 5. (ARep, 39,753).
  75. A., Saglamsaatci М. // Solar rotation rate from stable sunspot tracings. // Astrophys. Space Sci. 1989. V.153. No.2. P.345−349.
  76. Gigolashvili M.Sh., Khutsishvili E.V. On some peculiarities of solar differential rotation. // In ESA, Plasma Astrophysics. 1990. P.35−37.
  77. V.I., Sivaraman K.R. // Solar Phys. 1989. V.123. P.367.
  78. Stenflo J.O. Proceedings of the National Solar Observatory // Sacramento Peak 12th Summer Workshop. Ed K.L.Harvey, San Francisco, California. 1992. P.421.
  79. Mcintosh P. S. Solar Activity Observations and Predictions. // Progress in Astronautics and Aeronautics. 1992. V.30. Ed. by M.Summerfeld. Academic Press, New York. P.65−92.
  80. , P. S. // Rev. Geophys. and Space Phys. 1972. V.10. P.837−46.-14 092. Ананьев И. В., Обридко В. Н. //Астрон. Ж. 1999 (в печати).
  81. Д.В. // Изв РАН, 1999 (в печати).
  82. Н., Vazques М., Wohl Н. // Ibid. 1986. V.155. Р.87−98.
  83. G. // Astron. Astrophys. 1983. V.125. No 2. P.355−358.
  84. Arevalo M.J., Gomez R., Vazques M. et al. // Astron. Astrophys. 1982.V.111. P.266−271.
  85. Komm R.W., Howard R.F., Harvey J.W. Rotation rates of small magnetic features from two- and one-dimensional cross-correlation analyses. // Solar Phys. 1993. V.145. No.l. P. l-10.
Заполнить форму текущей работой

На отлично!