АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 3, с. 187-195

УДК 523.98

ТУРБУЛЕНТНОСТЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА

В ЦИКЛЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ПО ДАННЫМ

ЭКСПЕРИМЕНТОВ КОРОНАЛЬНОГО ПРОСВЕЧИВАНИЯ

ЛИНЕЙНО-ПОЛЯРИЗОВАННЫМИ СИГНАЛАМИ ЗОНДОВ “HELIOS”

¹Институт радиотехники и электроники им. В. А. Котельникова РАН, Москва, Россия

²Физический институт им. П. Н. Лебедева РАН, Москва, Россия

³Институт астрономии им. Аргеландера Боннского университета, Бонн, Германия

⁴Институт исследования окружающей среды Кельнского университета, Кельн, Германия

Поступила в редакцию 21.08.2018 г.; принята в печать 19.10.2018 г.

Представлены результаты экспериментов поляризационного радиопросвечивания внешней короны

Солнца, выполненных в период с 1975 г. по 1984 г. с помощью космических аппаратов “Helios”. По-

лучены характерные параметры временных спектров флуктуаций фарадеевского вращения плоскости

поляризации в области гелиоцентрических расстояний от 3.5 до 5.5 радиусов Солнца. Показано, что

абсолютный уровень флуктуаций, а следовательно, и уровень флуктуаций магнитного поля, практиче-

ски не зависит от уровня солнечной активности. Известно, что глобальная структура солнечного ветра

изменяется с циклом солнечной активности таким образом, что в минимуме солнечной активности

на низких широтах наблюдается медленный солнечный ветер, а на высоких широтах — быстрый

солнечный ветер. В максимуме солнечной активности на всех широтах преобладает медленный

солнечный ветер. Объяснение неизменности флуктуационных эффектов при зондировании околосол-

нечной плазмы заключается в том, что магнитогидродинамическая турбулентность низкоширотного

медленного солнечного ветра в среднем слабо зависит от фазы цикла солнечной активности.

DOI: 10.1134/S0004629919030034

1. ВВЕДЕНИЕ

германский наземный пункт (Эффельсберг) реги-

стрировали угол поворота плоскости поляризации

В период с 1975 г. по 1984 г. гелиоцентриче-

зондирующих плазму сигналов (фарадеевское вра-

ские траектории солнечных зондов “Helios-1” и

щение) с периодичностью 1, 2, 20 или 30 секунд.

“Helios-2” периодически оказывались в верхних

В некоторых циклах радиозондирования дополни-

соединениях по отношению к Земле, обеспечивая

тельно регистрировалась также частота радиосиг-

таким образом радиозондирование околосолнеч-

налов с периодичностью 60 с.

ной плазмы дециметровыми (λ = 13.1 см) сигнала-

ми этих аппаратов. Проведенные эксперименты по

радиозондированию околосолнечной плазмы рас-

2. ЦИКЛЫ РАДИОЗОНДИРОВАНИЯ

пределены почти равномерно по всему 21 циклу

СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА СИГНАЛАМИ

солнечной активности.

ЗОНДОВ “HELIOS-1” И “HELIOS-2”

В интервалах времени вблизи верхних соедине-

(1975-1984)

ний космических аппаратов линейно-поляризован-

Эксперименты по просвечиванию солнечного

ные сигналы зондировали солнечный ветер в об-

ветра радиосигналами зондов “Helios-1” и “Helios-

ластях его формирования и ускорения (гелиоцен-

2”, обладающими 100% линейной поляризацией,

трические расстояния R между 2 и 20 солнечными

были выполнены в период с 1975 г. по 1984 г. Поло-

радиусами R_s = 0.697 × 10⁶ км). Наземные пункты

жение каждого цикла экспериментов, характеризу-

американской сети слежения за космическими ап-

емое соответствующим числом Вольфа, показано

паратами, расположенные в Австралии (Канбер-

на рис. 1.

ра), Испании (Мадрид), США (Голдстоун), а также

Первые два цикла измерений были осуществ-

^*E-mail: efimov@ms.ire.rssi.ru

лены во время глубокого минимума 1975-1976 гг.

187

188

ЕФИМОВ и др.

Среднемесячные значения числа Вольфа W

200

150

100

1975

1976

1977

1978

1979

1980

1981

1982

1983

1984

Год

Рис. 1. Эксперименты радиозондирования солнечного ветра сигналами зондов “Helios-1” и “Helios-2” в 21-м цикле

солнечной активности.

Третий цикл (1977) имел место во время возрас-

3. ОСНОВНЫЕ ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ

тающей фазы цикла солнечной активности. Сле-

СООТНОШЕНИЯ

дующие два цикла (1979-1980) были реализованы

Неоднородности магнитного поля движущихся

в период максимума солнечной активности. За-

от Солнца потоков плазмы создают случайные

ключительные циклы экспериментов радиозонди-

вариации угла поворота плоскости поляризации.

рования (1981, 1983, 1984 гг.) были осуществлены

Анализ вариаций такого типа позволяет полу-

во время спадающей ветви цикла. Подробная ин-

чать информацию о неоднородной структуре ко-

формация о реализованных экспериментах радио-

ронального магнитного поля, которое недоступно

зондирования для каждого цикла представлена в

для эффективного изучения какими-либо другими

табл. 1.

методами. Для анализа вариаций магнитного поля

Геометрия экспериментов радиопросвечивания

солнечного ветра мы используем известное соот-

для всех циклов примерно одна и та же. Первая

ношение для угла поворота плоскости поляризации

сигналов, прошедших через замагниченную плаз-

фаза каждого эксперимента — заход космического

му [3]

аппарата за Солнце — характеризуется уменьше-

∫

нием прицельного расстояния радиолуча и обычно

Ψ = A_Ψ N(s)B(s)ds, град,

(1)

происходит на западной стороне. При реализа-

ции второй фазы движения космического аппара-

та — выходе из-за Солнца — прицельное рассто-

где A_Ψ = 1.35 × 10⁶/f². Здесь частота зондирую-

яние радиолуча увеличивается, при этом зонди-

щих сигналов f выражается в МГц, концентрация

руются восточные области сверхкороны Солнца.

Во всех случаях геометрия радиопросвечивания

электронов N(s) — в см-3, а индукция магнит-

с использованием солнечных зондов “Helios-1” и

ного поля B — в гауссах. Следует отметить, что

“Helios-2” такова, что линии визирования в ходе

во вращение угла плоскости поляризации вносит

вклад только продольный компонент магнитного

измерений остаются в плоскости эклиптики. Таким

образом, обсуждаемые в данной работе материалы

поля B_s = B(s) вдоль пути распространения ра-

радиозондирования относятся к низким гелиоши-

диоволн s.

ротам, т.е. к областям, заполненным низкоскорост-

Фарадеевское вращение плоскости поляриза-

ным солнечным ветром, независимо от фазы цик-

ции создается или флуктуациями электронной кон-

ла солнечной активности. Сигналы S-диапазона

центрации δN, или вариациями продольным вдоль

(несущая частота 2.295 ГГц, λ = 13.1 см) генери-

луча зрения компонентом коронального магнитного

ровались на борту космических аппаратов.

поля δB_s.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ТУРБУЛЕНТНОСТЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА

189

Таблица 1. Эксперименты радиозондирования солнечного ветра линейно-поляризованными сигналами зондов

“Helios-1” и “Helios-2”

Средние за дни

Даты наблю-

Прицельное

КА

Год

Заход/Выход Лимб

наблюдений числа

дений, дни года

расстояние R/R_s

Вольфа

“Helios-1”

1975

097-119

19.09-2.31

Заход

Запад

5.0

146-176

6.00-19.42

Выход

Запад

7.0

231-241

17.14-2.21

Заход

Запад

13.4

244-250

2.37-18.44

Выход

Восток

21.6

“Helios-2”

1976

128-135

12.05-2.01

Заход

Запад

15.4

140-159

2.80-10.12

Выход

Восток

4.5

164-182

9.91-4.73

Заход

Восток

17.5

199-212

3.06-9.65

Выход

Запад

0.0

“Helios-2”

1977

148-151

4.63-2.95

Заход

Запад

26.5

179-194

2.75-9.07

Выход

Запад

32.5

274-275

9.13-7.34

Заход

Запад

40.0

“Helios-2”

1979

292-297

16.75-3.20

Заход

Запад

195.8

300-302

3.07-13.20

Выход

Восток

154.0

“Helios-1”

1980

334-338

26.72-4.98

Заход

Запад

160.0

339-345

2.89-32.19

Выход

Восток

128.2

“Helios-1”

1981

338-355

91.72-2.95

Заход

Запад

169.4

356-359

2.97-17.12

Выход

Восток

72.8

“Helios-1”

1983

002-008

31.43-2.87

Заход

Запад

86.1

009-011

3.52-11.02

Выход

Восток

91.0

“Helios-1”

1984

023-026

17.75-3.14

Заход

Запад

86.0

028-029

4.88-9.93

Выход

Восток

108.00

Подставляя в (1) N = N₀ ± δN, B_s = Bs0 ± δB_s

радеевских флуктуаций можно оценить плотность

и сохраняя только линейные члены, получим

энергии альвеновских волн и (при разумных пред-

положениях) величину альвеновской скорости и

δΨ = Ψ - Ψ₀ =

(2)

∫

волнового потока энергии. В пренебрежении флук-

туациями концентрации плазмы из (2) следует

= A_Ψ (N₀δB + δNBs0)ds, град.

∫

δΨ = A

N₀(s)δB_s(s)ds.

(3)

Как показано в работе [4], флуктуации δΨ ас-

социируются главным образом с альвеновскими

волнами, линейное затухание которых значительно

Предположим, что масштаб корреляции флук-

слабее затухания быстрых и медленных магни-

туаций магнитного поля вдоль линии зрения мал по

тозвуковых волн, так что можно принять δN =

сравнению с эффективной толщиной модулирую-

= 0; δB_s = 0. При этом флуктуации продольной

щего слоя. Ввиду резкого уменьшения характери-

составляющей магнитного поля δB_s в окрестности

стик плазмы N₀ и B_s с удалением от прицельной

прицельной точки будут направлены перпендику-

точки можно считать, что толщина слоя имеет по-

лярно радиальному направлению от Солнца. Если

рядок гелиоцентрического расстояния прицельной

направление регулярного магнитного поля близко

точки луча зрения R. Тогда для дисперсии флук-

к радиальному, то по измеренной дисперсии фа-

туаций фарадеевского вращения будет выполнено

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

190

ЕФИМОВ и др.

Ψ, град

-30

Helios-2

(а)

1 июля 1976 г.

-40

-50

-60

-70

-120

(б)

-130

Helios-1

-140

8 января 1983 г.

-150

-160

100

150

200

250

Номер точки отсчета

Рис. 2. Временные зависимости флуктуаций фарадеевского вращения Ψ(t) при низком (а) и высоком (б) уровнях

солнечной активности (R/Rs = 4.5).

приблизительное соотношение

Ψ(t) для двух экспериментов, которые были вы-

полнены при близких значениях прицельного рас-

〈δΨ²〉 ≈ A^2ΨN²⁰(R)〈δB2s(R)〉R,

(4)

стояния (R/R_s ≈ 4.5), но при сильно отличающих-

ся уровнях солнечной активности, характеризую-

где 〈δB2s(R)〉 — дисперсия флуктуаций продольной

составляющей магнитного поля.

щихся числами Вольфа W₁ = 10 (а) и W₂ = 126 (б).

В рамках сделанных предположений флуктуа-

Записи флуктуаций Ψ(t) обрабатывались путем

ционные характеристики (дисперсия и временной

вычитания полиномов второй степени из зареги-

спектр) магнитного поля для различных гелиоцен-

стрированных значений угла поворота Ψ(t) плос-

трических расстояний r = R могут быть получены

кости поляризации. Для уклонений измеренных

в результате обработки материалов поляризацион-

значений углов вращения от полиномиальных ве-

ного радиозондирования околосолнечной плазмы.

личин проводился спектральный анализ.

Из (4) следует

Первичные измерения флуктуаций фарадеев-

〈δB2s(R)〉 = 〈δΨ²〉[A_ΨN₀(R)]-2R-1.

(5)

ского вращения трансформировались таким об-

разом, что время усреднения для индивидуаль-

Соотношение, аналогичное (5), может быть ис-

ных отсчетов всех сеансов составляло 20 с. На

пользовано также для выражения квадратичного

рис. 3 представлены примеры временных спектров

временного спектра флуктуаций магнитного поля

флуктуаций углов поворота плоскости поляриза-

GB(ν, R) через измеряемый временной спектр фа-

ции G_FR(ν), найденных из первичных массивов

радеевских флуктуаций G_FR(ν, R)

Ψ(t). Спектры были рассчитаны с использованием

(6)

цифрового преобразования Фурье по 512 значени-

GB(ν, R) = GF R(ν, R)[AΨN0(R)]-2R-1.

ям δΨ(t), усредненным по 20 с. Временные спектры

(рис. 3) дают информацию о спектральном составе

фарадеевских флуктуаций в области флуктуацион-

4. АНАЛИЗ ФЛУКТУАЦИЙ

ных частот между 0.2 мГц и 25 мГц. Однако на спек-

ФАРАДЕЕВСКОГО ВРАЩЕНИЯ

тральную плотность флуктуаций магнитного поля

ПЛОСКОСТИ ПОЛЯРИЗАЦИИ

в области низких флуктуационных частот могут

Записи флуктуаций фарадеевского вращения

оказать влияние операции по устранению низкоча-

плоскости поляризации Ψ(t) для каждого экспе-

стотной составляющей случайного процесса Ψ(t) с

римента радиозондирования были получены при

использованием полиномиальной аппроксимации.

различных значениях прицельного расстояния лу-

Поэтому достоверными следует считать значения

ча зрения R/R_s и различных уровнях солнечной

спектральной плотности флуктуаций фарадеевско-

активности, характеризуемых числами Вольфа W .

го вращения плоскости поляризации G_FR, полу-

На рис. 2 представлены временные зависимости

ченные для флуктуационных частот выше 10-3 Гц.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

192

ЕФИМОВ и др.

σ_FR, град

-1

100

120

140

160

Рис. 5. Интенсивность флуктуаций фарадеевского вращения σF R плоскости поляризации сигналов зондов “Helios-1” и

“Helios-2” для интервала флуктуационных частот ν = (1-25) мГц в зависимости от числа Вольфа W. Верхняя панель —

3.5R/Rs; средняя панель — 4.5R/Rs; нижняя панель — 5.5R/Rs.

В интервале флуктуационных частот 10-3 Гц <

Интегрирование (7) по интервалу флуктуацион-

< ν < 2.5 × 10-2 Гц спектры мощности G_FR могут

ных частот 10-3 Гц < ν < 2.5 × 10-2 Гц дает интен-

быть аппроксимированы степенными функциями

сивность (дисперсию) флуктуаций фарадеевского

вида

вращения

]

(7)

ν₀

[(ν_up )1-b

GF R = B(R)ν^-b,

σ2FR = B(R)

-1 .

(8)

1-b ν₀

где множитель B(R) характеризует уровень флук-

туаций фарадеевского вращения для различных

В нашем случае верхняя флуктуационная часто-

гелиоцентрических расстояний R, а показатель b

та ν_up = 2.5 × 10-2 Гц, нижняя частота флуктуаций

является спектральным индексом временных спек-

равна ν₀ = 10-3 Гц. Для конкретных значений B и

тров вариаций фарадеевского вращения. Для спек-

b с использованием (8) можно получить:

тров, представленных на рис. 3, эти характеристики

(а) для низкой солнечной активности: σ_FR =

имеют следующие величины:

= 1.41^◦,

(а) для низкой солнечной активности: B = 2.0 ×

(б) для высокой солнечной активности: σ_FR =

× 10³ град²/Гц, b = 1.98;

= 2.25^◦.

Интенсивность флуктуаций фарадеевского вра-

(б) для высокой солнечной активности: B =

щения при высокой солнечной активности превы-

= 4.49 × 10³ град²/Гц, b = 1.82.

шает аналогичную величину для низкого уровня

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ТУРБУЛЕНТНОСТЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА

193

σ_FR, град

2.5

2.0

1.5

2.5

2.0

1.5

2.5

2.0

1.5

1.0

100

120

140

160

Рис. 6. Спектральные индексы временных спектров флуктуаций фарадеевского вращения плоскости поляризации αFR

сигналов зондов “Helios-1”, “Helios-2” для интервала флуктуационных частот ν = (1-25) мГц в зависимости от числа

Вольфа W. Верхняя панель — 3.5R/Rs; средняя панель — 4.5R/Rs; нижняя панель — 5.5R/Rs.

активности на 60%, хотя при этом различие соот-

(б) прицельное расстояние радиолуча R =

ветствующих чисел Вольфа очень велико (10 и 126

= 4.5R_s,

соответственно).

(в) прицельное расстояние радиолуча R =

= 5.5R_s.

Серия временных спектров флуктуаций фараде-

Как видно из рис. 5 и 6, значения интенсивности

евского вращения для трех фаз солнечной активно-

флуктуаций и спектрального индекса составили:

сти представлена на рис. 4. Показаны временные

для 3.5 Rs — σFR = 4.16 ± 1.42 град, αFR =

спектры для трех прицельных расстояний: 3.5R_s

= 2.04 ± 0.46;

(панели а, б, в), 4.5R_s (панели г, д, е) и 5.5R_s

для 4.5 Rs — σFR = 1.77 ± 0.53 град, αFR =

(панели ж, з, и). Результаты спектрального анали-

= 1.94 ± 0.26;

за флуктуаций фарадеевского вращения плоскости

для 5.5 Rs — σFR = 1.17 ± 0.52 град, αFR =

поляризации систематизированы в табл. 2.

= 1.85 ± 0.43.

На рис. 5 и 6 представлены радиальные зави-

симости интенсивности флуктуаций угла поворо-

5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

та плоскости поляризации σ_FR и спектрального

Представленные на рис. 5 и 6 данные характе-

индекса α_FR временных спектров флуктуаций от

ризуют достаточно узкую область солнечной ко-

числа Вольфа W для трех случаев:

роны, расположенную на гелиоцентрических рас-

(а) лучевая линия проходит на удалении R =

стояниях R = (3.5-5.5)R_s, где происходит форми-

= 3.5R_s от центра Солнца,

рование солнечного ветра. С достаточно высокой

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

194

ЕФИМОВ и др.

Таблица 2. Совокупность данных, полученных при обработке временных спектров флуктуаций фарадеевского

вращения сигналов S-диапазона солнечных зондов “Helios-1” и “Helios-2”

R = 3.5R_s

R = 4.5R_s

R = 5.5R_s

Год

σ_FR, град

α_FR

σ_FR, град

α_FR

σ_FR, град

α_FR

1975

2.78

1.86

1.18

2.18

0.57

2.72

1976

3.96

2.32

1.47

1.99

0.94

2.09

1977

2.80

1.78

1.47

2.25

0.83

1.98

1979

2.54

2.55

1.71

1.82

0.96

1.63

1980

4.48

1.32

2.84

1.51

1.78

1.61

1981

6.43

1.92

1.47

1.71

0.86

1.56

1983

4.63

1.86

2.22

1.91

2.08

1.34

1984

5.62

2.71

1.82

2.16

1.34

1.90

Средние

4.155

2.04

1.773

1.94

1.17

1.85

точностью можно утверждать, что в этой области

Полученные значения дисперсии фарадеевских

зависимость интенсивности флуктуаций фарадеев-

флуктуаций, которые приведены на рис. 5 для

ского вращения от чисел Вольфа, если и суще-

совпадающих гелиоцентрических расстояний, ка-

ствует, то является весьма слабой (рис. 5). Из

чественно согласуются с аналогичными величи-

рисунка следует также, что интенсивность флук-

нами, полученными в работе [4], где был сделан

вывод о том, что поток энергии альвеновских волн,

туаций фарадеевского вращения σ_FR быстро убы-

пересчитанный к основанию короны, составляет

вает с удалением лучевой линии от Солнца. Если

3 × 10⁴ эрг/(см² с). Эта оценка близка к потоку

радиальную зависимость σ_FR(R/R_s) аппроксими-

кинетической энергии сформировавшегося солнеч-

ровать степенной функцией σ_FR = C(R/R_s)^-c, то

ного ветра, также пересчитанному к основанию

окажется, что показатель степени c имеет значение

короны. Поэтому, не повторяя проведенных в [4]

2.75, которое превышает аналогичную величину

для ожидаемой радиальной зависимости электрон-

вычислений, можно утверждать, что поток энергии

альвеновских волн, который фиксируется в экспе-

ной концентрации. Сильная радиальная зависи-

риментах поляризационного радиопросвечивания

мость σ_FR обусловлена тем, что этот параметр в

за пределами короны, достаточен для дополни-

соответствии с (4) пропорционален произведению

тельного по отношению к корональным источникам

средней концентрации на среднеквадратичную ве-

ускорения медленного солнечного ветра на всех

личину флуктуаций магнитного поля.

фазах цикла солнечной активности.

Из рис. 6 следует, что показатель степени вре-

менных спектров флуктуаций фарадеевского вра-

щения слабо зависит от уровня солнечной актив-

6. ВЫВОДЫ

ности и от гелиоцентрического расстояния. В рас-

сматриваемой области солнечного ветра его значе-

Результаты выполненного исследования под-

ние за весь цикл солнечной активности близко к

тверждают результаты аналогичных эксперимен-

величине 2.0 ± 0.05. Отметим, что найденные ста-

тов радиозондирования солнечного ветра в области

тистические параметры зондирующих солнечный

ускорения сигналами S-диапазона спутника Юпи-

ветер поляризованных радиосигналов относятся к

тера Galileo, выполненных с 1994 г. по 2002 г.,

флуктуационным частотам в интервале от 10-3 Гц

охватывающих почти полный цикл солнечной ак-

до 2.5 × 10-2 Гц. Данные, включающие более низ-

тивности [6]. Наблюдательными данными в этом

кочастотную область спектра, приведены в работе

цикле экспериментов были измерения флуктуаций

[5] и не противоречат полученным в настоящей

частоты, записанные на различных фазах цикла

работе результатам, что вполне естественно при

солнечной активности. В итоге обработки не было

энергетических спектрах степенного вида, для ко-

обнаружено существенного различия между изме-

торых интегральные характеристики пропорцио-

ренными характеристиками допплеровских мерца-

нальны спектральной плотности на фиксированной

ний для различных фаз 23 цикла солнечной актив-

частоте.

ности.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ТУРБУЛЕНТНОСТЬ МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА

195

Таким образом, по данным длительных циклов

"Космос: исследования фундаментальных процес-

радиозондирования солнечного ветра, выполнен-

сов и их взаимосвязей".

ных в периоды 1975-1984 гг. и 1994-2002 гг., мож-

но сделать вывод о том, что состояние турбулент-

ности низкоширотного солнечного ветра не подвер-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

жено существенному влиянию солнечной активно-

1. D. J. McComas, H. A. Elliott, N. A. Schwadron,

сти. В частности, это относится и к турбулентности

J. T. Gosling, R. M. Skoug, and B. E. Goldstein,

альвеновских волн в области ускорения. Тогда при-

Geophys. Res. Lett. 30, 1517 (2003).

мерно постоянным оказывается и поток энергии

2. M. Tokumaru, M. Kojima, and K. Fujiki, J. Geophys.

альвеновских волн, предположительно ответствен-

Res. 117, 06108 (2012).

ных за ускорение солнечного ветра за предела-

3. M. K. Bird, H. Volland, R. A. Howard, M. J. Koomen,

ми короны. Это естественным образом объясняет

et al., Solar Phys. 98, 341 (1985).

и неизменность средних параметров медленного

4. V. E. Andreev, A. I. Efimov, L. N. Samoznaev,

солнечного ветра в цикле солнечной активности.

I. V. Chashei, and M. K. Bird, Solar Phys. 176, 387

Полученные результаты могут быть объяснены в

(1997).

предположении, что свойства солнечного ветра

5. A. I. Efimov, L. A. Lukanina, A. I. Rogashkova,

контролируются в основном крупномасштабными

L. N. Samoznaev, I. V. Chashei, M K. Bird, and

магнитными полями короны, а не магнитными по-

M. P ¨atzold, Solar Phys. 290, 2397 (2015).

лями солнечных пятен.

6. A. I. Efimov, L. N. Samoznaev, M. K. Bird,

Работа выполнена при частичной финансовой

I. V. Chashei, and D. Plettemeier, Advances in

поддержке Программы Президиума РАН № 28

Space Research 42, 117 (2008).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019