CC BY
65
Радиофизика
Вестник Нижегородского университета им. Н.И. Лобачевского, 2014, № 4 (1), с. 106-113
УДК 550.385.4
ЭВОЛЮЦИЯ ОРИЕНТАЦИИ МАГНИТНЫХ ОБЛАКОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА И ПРОЯВЛЕНИЕ СЕЗОННОЙ ЗАВИСИМОСТИ В ИХ ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ
1 1,2 1 © 2014 г. Н.А. Бархатов, Е.А. Ревунова, А.Б. Виноградов
1
Нижегородский государственный педагогический университет им. К. Минина
2
Нижегородский государственный архитектурно-строительный университет
nbarkhatov@inbox.ru
Поступола в редакцою 15.01.2014
Изучается эволюция магнитных облаков во время их переноса от Солнца к Земле. Проанализированы данные об ориентации структуры солнечных источников магнитных облаков и об их параметрах в околоземном космическом пространстве, полученные инструментами космических аппаратов SOHO и STEREO А, В. Проведено исследование сезонной зависимости геомагнитной активности, вызываемой рассмотренными магнитными облаками.
Ключевые слова: магнитные облака, геомагнитные бури, сезонная вариация геомагнитной активности.
Введение
Изучение магнитных облаков как упорядоченных межпланетных корональных выбросов массы (МКВМ) в солнечном ветре началось в 1974 году [1]. Они характеризуются монотонным вращением вектора межпланетного магнитного поля, пониженными значениями температуры, скорости и отношения газокинетического давления к магнитному. Интерес к изучению магнитных облаков связан прежде всего с их высокой геомагнитной активностью [2]. Магнитные облака содержат в своем объеме значительную отрицательную ^-компоненту межпланетного магнитного поля (в солнечно-эклиптической системе координат), поэтому они являются причиной сильных геомагнитных бурь.
Конфигурация магнитного поля магнитных облаков в настоящее время может быть описана в рамках нескольких моделей. Наиболее распространенной является бессиловая модель, в которой предполагается, что токи в облаке параллельны (антипараллельны) линиям магнитного поля, а перпендикулярная компонента тока отсутствует. Такой подход применяют для тороидальной [3, 4] или цилиндрической [5, 6] потоковой нити. Более точное приближение рассматриваемых моделей к реальному магнитному облаку, с учетом особенностей его переноса в межпланетном пространстве, включает взаимодействие облака с солнечным ветром. В результате структура модельного облака деформируется, отклоняясь от цилиндрической [7, 8]. Описание магнитных облаков выполняется также на небессиловых моделях, в которых
учитывается наличие в облаке ненулевой перпендикулярной компоненты тока [9]. Сопоставление существующих моделей магнитных облаков [8] показало, что все они согласуются друг с другом и их усложнение не приводит к существенным уточнениям основных параметров облаков (величина магнитного поля на оси облака, его радиус, прицельный параметр по отношению к Земле, ориентация оси в межпланетном пространстве). В связи с этим для получения распределения магнитного поля в облаках мы использовали простую цилиндрическую бессиловую модель [2]. В данной модели магнитное облако представляется шестью параметрами (см. рис. 1): значением магнитного поля на оси облака Во (нТл), радиусом облака Я, прицельным параметром Ь - расстоянием от оси облака до линии Солнце - Земля, спирально-стью Н - направлением вращения магнитного поля в облаке, углом е между осью облака и ее проекцией на плоскость эклиптики, углом в между линией Солнце - Земля и проекцией оси облака на плоскость эклиптики. Подробное описание программы для установления конфигурации магнитных облаков в межпланетном пространстве представлено в работе [2].
Геоэффективность магнитных облаков зависит от их ориентации относительно плоскости эклиптики и траектории прохождения через них Земли. Если Земля проходит через ту часть облака, где присутствует значительная отрицательная Вг-компонента вектора магнитного поля, то такое облако становится источником сильной магнитной бури [10, 11]. В случае когда в облаке Вг>0, магнитная буря не возникает.
I по оси анная с
Влияние на продолжительность и величину Bz-компоненты межпланетного магнитного поля, которую встретит Земля при прохождении через облако, имеет угол наклона его оси к плоскости земной эклиптики (е) [12]. Остальные указанные выше параметры влияют или только на продолжительность (например, радиус облака), или только на величину этой компоненты вектора межпланетного магнитного поля (например, величина магнитного поля на оси облака) [12].
Источниками магнитных облаков на Солнце являются области над группой пятен, располагающихся преимущественно в активных зонах королевских широт и имеющих наиболее вероятное расположение параллельно плоскости эклиптики от ведущего пятна к ведомому [13]. В настоящее время современные инструменты космических аппаратов (КА), например КА SOHO и STEREO А, В, позволяют получать стереофотографии поверхности Солнца высокого качества, по которым можно оценивать ориентацию магнитных полей активных областей и, соответственно, ориентацию рождающихся замагниченных плазменных потоков, включая магнитные облака. Фотографические данные с патрульного КА SOHO дают конфигурацию приближающихся к Земле магнитных облаков и позволяют сделать вывод об эволюции их ориентации в пространстве.
В настоящей работе проводится анализ эволюции ориентации магнитных облаков при движении на трассе Солнце - Земля. Для этого выполняется сопоставление данных об ориентации солнечных источников и самих плазменных потоков, а также принимаются во внимание результаты моделирования магнитных облаков
в окрестности Земли. Установленные особенности эволюции конфигурации магнитных облаков важны для оценки их потенциальной геомагнитной эффективности уже в момент их рождения на Солнце.
Особенность геомагнитной активности - ее полугодовая вариация, которая проявляется весной и осенью в виде максимумов в средних значениях различных индексов геомагнитной активности. В настоящее время для объяснения сезонных вариаций геомагнитной активности предложено и проверено несколько гипотез: осевая гипотеза [14], в которой основную роль играет гелиографическая широта Земли, и гипотеза равноденствия, согласно которой геомагнитная активность увеличивается, когда угол между земным диполем и потоком солнечного ветра составляет 90о [15]. Каждая из предложенных гипотез не исключает другую, а также не учитывает влияние ориентации крупномасштабных плазменных структур на сезонную вариацию геомагнитной активности. В работе [16] предложена и статистически проверена новая гипотеза сезонной вариации геомагнитной активности. Согласно данной гипотезе геомагнитная активность магнитных облаков может меняться в течение года вследствие изменения величины проекции осевого магнитного поля облака на геомагнитный диполь. В периоды равноденствия геомагнитна я активность увеличивается за счет большого числа магнитных облаков с небольшими углами наклона оси к плоскости эклиптики е. В периоды солнцестояния такие облака практически не дают вклада в геомагнитную активность в связи с уменьшением значения проекции осевого магнитного поля облака на геомагнитный диполь. Магнитные облака
,очка В). je линии
В
se
40
30
*
_td
J
г. 06:36;
соединя-шика
с большими значениями угла е являются высоко-геоэффективными независимо от сезона года.
В рамках предложенной гипотезы [16] в настоящей работе рассмотрен вопрос о влиянии ориентации магнитных облаков на интенсивность вызываемых ими геомагнитных бурь.
Установление ориентации солнечных источников плазменных потоков типа магнитных облаков
Изучение эволюции магнитных облаков солнечного ветра и влияния их ориентации на сезонную вариацию геомагнитной активности проводилось на 18 выбросах, зарегистрированных в период с 2007 по 2011 г. и определенных в литературе как магнитные облака (см. таблицу) [17]. Солнечными источниками магнитных облаков являются плазменные процессы в маг-
нитных трубках над группами солнечных пятен. Каждому анализируемому магнитному облаку был приведен в соответствие солнечный источник в виде области, ориентированной относительно плоскости солнечного экватора. Это устанавливалось по результатам визуального анализа данных каталога корональных выбросов LASCO (http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/) и фотографий солнечной поверхности, полученных различными инструментами на КА SO-HO и STEREO A, B
(http://sohodata.nascom.nasa.gov/ cgi-
bin/data_query, http://stereo-ssc.nascom.nasa. gov/cgi-bin/images). Солнечные источники по ориентации относительно плоскости солнечного экватора разделялись на три группы: «лежачие» - практически параллельные этой плоскости, «под углом» - имеющие угол наклона от 30о до 60о, «стоячие» - приподнятые над плос-
ской си-
костью экватора более чем на 60о. Расчет предполагаемого момента образования плазменного потока выполнялся по формуле расчета времени переноса выброса от Солнца к Земле [18]. Входящая в эту формулу начальная скорость солнечного выброса определялась по скорости потока солнечного ветра около Земли, взятой из системы данных OMNI, умноженной на коэффициент изменения скорости выброса при прохождении им 1 a. е.
Использование данных о состоянии солнечной поверхности с КА SRETEO А, В и SOHO, ведущих наблюдение с трех различных углов зрения, позволяет оценить ориентацию солнечного источника. За нее принята прямая линия, соединяющая середины магнитных пятен противоположной полярности, являющихся основой солнечного источника. Ориентация магнитного облака, достигшего окрестностей Земли, определялась при его моделировании как бессиловой цилиндрической потоковой трубки [2]. На основе сопоставления ориентации солнечного источника плазменного потока с ориентацией магнитного облака в окрестности Земли можно сделать вывод об эволюции ориентации магнитных облаков на трассе Солнце - Земля. Для примера проводимого анализа представим результаты сопоставления по двум магнитным облакам.
Магнитное облако, зарегистрированное около Земли 29.10.2009 г. 03:30 (№ 9 в таблице). Согласно рассчитанному времени движения облака и данным каталога LASCO, солнечный источник данного магнитного облака был отмечен 25.10.2009 г. в 06:30. Расположение в данный период времени КА STEREO А, В показано на рис. 2. Начальная структура магнитных полей плазменного потока в области солнечного источника отчетливо видна на фотографиях (рис. 3) со всех рассматриваемых КА - SOHO, STEREO А, В.
Установление ориентации солнечного источника, т.е. фактически начальной ориентации магнитного поля данного магнитного облака, проводилось путем сопоставительного анализа фотографий поверхности Солнца со всех трех рассматриваемых КА (рис. 3).
Как следует из рис. 3, солнечный источник рассматриваемого магнитного облака располагался под незначительным углом к плоскости солнечного экватора («лежачий»). Параметры магнитного облака, зарегистрированного у Земли
29.10.2009 г. в 03:30 по данным системы OMNI, полученные в результате его моделирования нашей программой [2], представлены в таблице (событие № 9). Результаты проведенного моделирования показывают, что в окрестности Земли данное магнитное облако регистрировалось с небольшим значением угла 8 = -1о (рис. 4). Таким образом, ориентация магнитного облака не изменилась при движении от Солнца к Земле.
Магнотное облако 04.08.2010 г. 02:30 (№ 13 в таблице). Источник данного магнитного облака был отмечен 01.08.2010 г. в 13:42 (полное гало КВМ). Расположение в данный период времени КА STEREO А, В показано на рис. 5. Начальная структура магнитных полей плазменного потока в области солнечного источника отчетливо видна на фотографиях со всех рассматриваемых КА SOHO, STEREO А, В.
Анализ фотографий солнечного источника данного магнитного облака (рис. 6) показал, что солнечный источник направлен под значительным углом к плоскости солнечного экватора («стоячий»). Моделирование структуры магнитного облака, зарегистрированного в околоземном пространстве, показало, что ось пришедшего к Земле плазменного потока имеет угол наклона, равный -29о (рис. 7; таблица, событие № 13). Следовательно, магнитное облако
04.08.2010 г. при движении на трассе Солнце -
Земля изменило ориентацию в сторону уменьшения угла наклона оси облака к плоскости эк-
облаков с учетом сезона года
3). Звез-е линии
г. 23:45; соединя-ника
липтики.
В результате проведенного анализа эволюции 18 рассмотренных магнитных облаков на трассе Солнце - Земля было установлено, что для большинства из них (~70%) ориентация сохраняется. Изменение ориентации облака в межпланетном пространстве в сторону «лежачих» ориентаций может иногда наблюдаться для магнитных облаков, источники которых ориентированы под значительным углом к плоскости эклиптики (таблица, события № 2, № 4, № 10, № 13). Это объясняется увеличением скорости потока солнечного ветра с уменьшением широты источника [19].
Геомагнитная активность магнитных
Согласно гипотезе [16], интенсивность геомагнитных бурь, вызываемых магнитными облаками, определяется их о риентацией и имеет сезонную зависимость. Следуя этой гипотезе, магнитные облака со схожей ориентацией и величиной магнитного поля должны иметь разную геомагнитную эффективность в разные сезоны года. Для проверки этого утверждения из 18 анализируемых событий были рассмотрены пары магнитных облаков близкой ориентации, зарегистрированные в разные сезоны года (в таблице выделены курсивом).
Так, магнитное облако 14.01.2007 г. с е = -4о, зарегистрированное в период солнцестояния, и облако 29.10.2009 г. с е = -1о, зарегистрированное в период равноденствия, содержали в своем
кой
объеме Вг = -6 и -5 нТл (таблица, событие № 1 Сравнение интенсивности магнитных бурь,
и 9, соответственно). Согласно предложенной гипотезе, магнитные облака с небольшими значениями угла е не дают вклада в геомагнитную активность в периоды солнцестояния вследствие уменьшения величины проекции осевого магнитного поля облака на земной диполь. Сравнение интенсивности геомагнитных бурь, вызванных данными событиями, показало, что геомагнитная эффективность облака, зарегистрированного в период равноденствия, почти в два раза выше: 14.01.2007 г. Dst = -18 нТл и 29.10.2009 г. Dst = -40 нТл.
вызванных облаками схожей ориентации № 7 (21.07.2009 г., е = -26°) и №°13 (04.08.2010, е = = -29о), показало, что при значительно более высоком отрицательном значении Вг-компоненты магнитного поля (-13 и -8 нТл, соответственно) они сгенерировали магнитные бури, близкие по интенсивности (-80 и -67 нТл, соответственно). Облако, зарегистрированное 04.08.2010 г. в период равноденствия, при подобной ориентации и большей по значению Вг-компоненте было более геоэффективным.
Результаты выполненного исследования показывают, что магнитные облака схожей ориентации становятся источниками геомагнитных бурь различной интенсивности, в зависимости от сезона года. В периоды равноденствия облака с небольшими значениями угла наклона оси облака к плоскости эклиптики являются более геоэффективными структурами, чем в периоды солнцестояния.
Выводы
Выполнено исследование эволюции магнитных облаков солнечного ветра, и изучено влияние их ориентации на сезонную вариацию геомагнитной активности на основе анализа 18 выбросов, зарегистрированных в период с 2007 по 2011 г. Солнечный источник и его ориентация для каждого из рассматриваемых событий устанавливались по результатам визуального анализа данных каталога корональных выбросов LASCO и фотографий солнечной поверхности, полученных различными инструментами на КА SOHO и STEREO A, B.
Сопоставление ориентаций магнитных полей солнечных источников магнитных облаков и их проявлений в околоземном космическом пространстве показало, что для большинства событий (~70% облаков) ориентация относительно плоскости эклиптики сохраняется. Изменение ориентации отмечается для магнитных облаков, солнечные источники которых располагаются под значительным углом к плоскости солнечного экватора. В этом случае при движении в межпланетном пространстве облако «разворачивается» и угол наклона его оси к плоскости эклиптики уменьшается.
Анализ интенсивностей геомагнитных бурь (по величине -Dsí-индекса), вызванных магнитными облаками схожей ориентации, показал, что облака с небольшими углами наклона в период равноденствия вызывают более интенсивные геомагнитные бури.
Таким образом, в представленной работе с позиций нашего более раннего исследования мы показали, что магнитные облака сходной ориентации имеют разную геомагнитную эффективность в периоды равноденствия и солнцестояния. Это происходит вследствие различной взаимной ориентации земного магнитного диполя и осевого магнитного поля облаков в эти периоды.
Таким образом, одним из объяснений сезонной вариации геомагнитной активности может быть изменение взаимной ориентации земного магнитного диполя и осевого магнитного поля
облаков, наиболее часто встречающихся в солнечном ветре, вследствие особенностей ориен-таций солнечных источников облаков.
Работа поддержана грантом РФФИ12-05-00425 и программой Министерства образования и науки «Развитие научного потенциала высшей школы», 2012—2014 гг
Список литературы
1. Иванов К.Г. Структура типичного потока межпланетной плазмы по данным непосредственных измерений // Успехи физ. наук. 1974. Т. 114. № 2. С. 382.
2. Бархатов Н.А., Калинина Е.А., Левитин А.Е. Проявление конфигураций магнитных облаков солнечного ветра в геомагнитной активности // Космические исследования. 2009. T. 47. № 4. С. 300-310.
3. Romashets E. P., Vandas V. Dynamics of a toroidal magnetic clouds in the solar wind // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. № A6. P. 10.615-10.624.
4. Vandas M., Odstrcil D., Watari S. Three-dimensional MHD simulation of a loop-like magnetic cloud in the solar wind // J. Geophys. Res. 2002. V. 107. № A9. P. 1236.
5. Vandas M., Fischer S., Dryer M., et al. Simulation of magnetic cloud propagation in the inner heliosphere in two-dimensions. 1. A loop perpendicular to the ecliptic plane // J. Geophys. Res. 1995. V. 100. № A7. P. 12.285-12.292.
6. Vandas M., Fischer S., Dryer M., et al. Simulation of magnetic cloud propagation in the inner heliosphere in two-dimensions. 2. A loop parallel to the ecliptic plane and the role of helicity // J. Geophys. Res. 1996. V. 101. № A2. P. 2505-2510.
7. Hidalgo M.A., Nieves-Chinchilla T., Cid C. Elliptical cross-section model for the magnetic topology of magnetic clouds // Geophys. Res. Letters. 2002. V. 29. № 13. P. 1637.
8. Hidalgo M.A. A study of the expansion and distortion of the cross section of magnetic clouds in the interplanetary medium // J. Geophys. Res. 2003. V. 108. No. A8. P. 1320.
9. Hidalgo M.A., Vinas A.F., Sequeiros J. A nonforce-free approach to the topology of magnetic clouds in the solar wind // J. Geophys. Res. 2002. V. 106. № A1. P. 1002.
10. Wu C. and Lepping R. Effects of magnetic clouds on the occurrence of geomagnetic storms: The first 4 years of Wind // J. Geophys. Res. 2002. V. 107. № A10. P. 1314.
11. Zhang J., Liemohn M., Kozyra J., et al. A statistical study of the geoeffectiveness of magnetic clouds during high solar activity year // J. Geophys. Res. 2004. V. 109. № A09101.
12. Zhao X.P., Hoeksema J.T. and Marubashi K. Magnetic cloud Bs events and their dependence on cloud parameters // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. № A8. P. 15.643-15.656.
13. Витинский Ю.В. Солнечная активность. М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы. 1983. 192 с.
14. Cortie A.L. Sunspots and terrestrial magnetic phenomena, 1898-1911: the cause of the annual varia-
tion in magnetic disturbances // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1912. V. 73. P. 52.
15. Russell C.T., McPherron R.L. Semiannual variation of geomagnetic activity // J. Geophys. Res. 1973. V. 78. P. 24.
16. Бархатов Н.А., Ревунова Е.А., Виноградов А.Б. Проявление ориентации магнитных облаков солнечного ветра в сезонной вариации геомагнитной активности // Космические исследования. 2014. Т. 52. № 4. С. 1-10.
References
1. Ivanov K.G. Struktura tipichnogo potoka mezhplanetnoj plazmy po dannym neposredstvennyh
17. Kilpua E.K. J., Li Y., Luhmann J.G., et al. On the relationship between magnetic cloud field polarity and geoef-fectiveness // Ann. Geophys. 2012. V. 30. P. 1037-1050.
18. Gopalswamy N., Lara A., Yashiro S., et al. A predicting the 1-AU arrival times of coronal mass ejections // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. P. 2920729217.
19. Веселовский И.С. Солнечный ветер и гелио-сферное магнитное поле // Модель космоса. Научно-информационное издание / Под ред. М.И. Панасюка, Л.С. Новикова. Т.1. Физические условия в космическом пространстве. М.: КДУ, 2007. С. 314-359. № A1. P. 1002.
10. Wu C. and Lepping R. Effects of magnetic clouds on the occurrence of geomagnetic storms: The first 4 years of Wind // J. Geophys. Res. 2002. V. 107.
EVOLUTION OF ORIENTATION OF SOLAR WIND MAGNETIC CLOUDS AND THEIR SEASONAL DEPENDENCE IN GEOMAGNETIC ACTIVITY
N.A. Barkhatov, E.A. Revunova, A.B. Vinogradov
The article studies the evolution of magnetic clouds during their transfer from the Sun to the Earth. SOHO, STE-REO-A and STEREO-B spacecraft data are analyzed on the structure orientation and parameters of magnetic cloud solar sources in the near-Earth space. The seasonal dependence of geomagnetic activity caused by the magnetic clouds is investigated.
Keywords: magnetic clouds, geomagnetic storms, seasonal variation of geomagnetic activity.
izmerenij // Uspekhi fiz. nauk. 1974. T. 114. № 2. S. 382.
2. Barhatov N.A., Kalinina E.A., Levitin A.E. Proyavlenie konfiguracij magnitnyh oblakov solnechnogo vetra v geomagnitnoj aktivnosti // Kosmicheskie issledovaniya. 2009. T. 47. № 4. S. 300-310.
3. Romashets E. P., Vandas V. Dynamics of a toroidal magnetic clouds in the solar wind // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. № A6. P. 10.615-10.624.
4. Vandas M., Odstrcil D., Watari S. Three-dimensional MHD simulation of a loop-like magnetic cloud in the solar wind // J. Geophys. Res. 2002. V. 107. № A9. P. 1236.
5. Vandas M., Fischer S., Dryer M., et al. Simulation of magnetic cloud propagation in the inner heliosphere in two-dimensions. 1. A loop perpendicular to the ecliptic plane // J. Geophys. Res. 1995. V. 100. № A7. P. 12.285-12.292.
6. Vandas M., Fischer S., Dryer M., et al. Simulation of magnetic cloud propagation in the inner heliosphere in two-dimensions. 2. A loop parallel to the ecliptic plane and the role of helicity // J. Geophys. Res. 1996. V. 101. № A2. P. 2505-2510.
7. Hidalgo M.A., Nieves-Chinchilla T., Cid C. Elliptical cross-section model for the magnetic topology of magnetic clouds // Geophys. Res. Letters. 2002. V. 29. № 13. P. 1637.
8. Hidalgo M.A. A study of the expansion and distortion of the cross section of magnetic clouds in the interplanetary medium // J. Geophys. Res. 2003. V. 108. No. A8. P. 1320.
9. Hidalgo M.A., Vinas A.F., Sequeiros J. A nonforce-free approach to the topology of magnetic clouds in the solar wind // J. Geophys. Res. 2002. V. 106.
№ A10. P. 1314.
11. Zhang J., Liemohn M., Kozyra J., et al. A statistical study of the geoeffectiveness of magnetic clouds during high solar activity year // J. Geophys. Res. 2004. V. 109. № A09101.
12. Zhao X.P., Hoeksema J.T. and Marubashi K. Magnetic cloud Bs events and their dependence on cloud parameters // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. № A8. P. 15.643-15.656.
13. Vitinskij Yu.V. Solnechnaya aktivnost'. M.: Nauka, Glavnaya redakciya fiziko-matematicheskoj lit-eratury. 1983. 192 s.
14. Cortie A.L. Sunspots and terrestrial magnetic phenomena, 1898-1911: the cause of the annual variation in magnetic disturbances // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1912. V. 73. P. 52.
15. Russell C.T., McPherron R.L. Semiannual variation of geomagnetic activity // J. Geophys. Res. 1973. V. 78. P. 24.
16. Barhatov N.A., Revunova E.A., Vinogradov A.B. Proyavlenie orientacii magnitnyh oblakov solnechnogo vetra v sezonnoj variacii geomagnitnoj aktivnosti // Kosmicheskie issledovaniya. 2014. T. 52. № 4. S. 1-10.
17. Kilpua E.K. J., Li Y., Luhmann J.G., et al. On the relationship between magnetic cloud field polarity and geoeffectiveness // Ann. Geophys. 2012. V. 30. P. 10371050.
18. Gopalswamy N., Lara A., Yashiro S., et al. A predicting the 1-AU arrival times of coronal mass ejections // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. P. 29207-29217.
19. Veselovskij I.S. Solnechnyj veter i geliosfernoe magnitnoe pole // Model' kosmosa. Nauchno-informacionnoe izdanie / Pod red. M.I. Panasyuka, L.S.
№>у1коуа. Т.1. И71сЬе8к1е ш1оу1уа V ко8шюЬе8кош рюЬ-аш^е. М.: КБИ, 2007. 8. 314-359.
