ВВЕДЕНИЕКорональная плазма погружена в неоднородное и анизотропное магнитное поле. Структура короны, а также протекающие в ней взрывные, эруптивные процессы тесно связаны с характеристиками магнитного поля на различных пространственных масштабах. В связи с этим разработка надежных и точных методов определения магнитного поля в солнечной короне — одна из ключевых задач, стоящих перед исследователями Солнца.Регулярные измерения магнитного поля в солнечной короне не ведутся; проводились лишь от-дельные измерения, опирающиеся на эффекты Зеемана (в инфракрасном диапазоне) [Lin et al., 2000], Ханле [Sahal-Brechot et al., 1986], Фарадея [Pätzold et al., 1987; Spangler, 2005], а также на измерения солнечного радиоизлучения [Lee, 2007; Bogod, Yasnov, 2016]. Магнитное поле в короне может быть восстановлено в рамках различных приближений, опираясь на измерения фотосферного поля: в потенциальном приближении (см. [Rudenko, 2001] и цитируемую там литературу), в бессиловом приближении [Wiegelmann, 2008; Rudenko, Myshyakov, 2009]. Отдельные оценки магнитного поля в короне былисделаны с учетом связи поля с различными харак-теристиками корональной плазмы, которые находились независимо, например параметр β, гирочастота, альфвеновская скорость (см. монографию [Schwenn, Marsch, 1990] и цитируемую там лите-ратуру).В работах [Gopalswamy, Yashiro, 2011; Kim et al., 2012] предложен и протестирован новый метод нахождения значений магнитного поля в солнечной короне. Метод опирается на существование связи между нормированным расстоянием (normalized standoff distance в англоязычной литературе) от наиболее удаленной от Солнца части КВМ (от «носа» КВМ) до связанной с КВМ ударной волны (УВ) и альфвеновским числом Маха M [Russell, Mulligan, 2002], а как следствие, и альфвеновской скоростью. В работе [Kim et al., 2012] для нахождения M ис-пользовалась также связь числа Маха с величиной скачка плотности на фронте УВ [Ландау, Лифшиц, 1988]. Метод [Gopalswamy, Yashiro, 2011; Kim et al., 2012] был применен для нахождения радиальных распределений магнитного поля B(R) в плоскости неба на расстояниях примерно до 20RS (RS — радиус Солнца) по данным коронографов COR2, входящих в комплекс инструментов Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI) [Howard et al., 2008] на борту миссии Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) [Kaiser et al., 2008], и телескопов С2 и С3 Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) [Brueckner et al., 1995] на борту миссии Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Для нахождения B(R) в этом случае анализировались «лимбовые» КВМ, т. е. выбросы массы, источники которых находятся относительно близко к солнечному лимбу. Этот метод в работе [Poomvises et al., 2012] был применен для расстояний до ≈120 RS с использованием данных SOHO/LASCO и телескопов Heliospheric Imager 1, входящих в группу инструментов SECCHI. В работе [Schmidt et al., 2016] для КВМ, зарегистрированного 29 ноября 2013 г., были сопоставлены радиальные распределения магнитного поля, полученные с использованием метода [Gopalswamy, Yashiro, 2011] и магнитогидродинамических трехмерных расчетов движения модельного КВМ, связанного с ударной волной. Сделан вывод о хорошем согласии полученных двумя способами радиальных распределений магнитного поля на расстояниях (1.8–10)RS.В настоящей работе метод нахождения величины магнитной индукции во внешней короне, предложенный [Gopalswamy, Yashiro, 2011], применен для быстрых корональных выбросов массы типа гало (ГКВМ) с источниками большинства из них вблизи центра солнечного диска. Такие КВМ движутся под небольшим углом к оси Солнце—Земля [Fainshtein, 2006]. Поэтому для нахождения кинематических характеристик тела КВМ и УВ, необходимых для определения распределения магнитного поля вдоль направления движения таких КВМ, нужно проводить расчеты характеристик КВМ в трехмерном пространстве. Для нахождения положения и скорости границы тела ГКВМ и связанной с ним УВ в трехмерном пространстве мы использовали ice-cream cone model, рассмотренную в работе [Xue et al., 2005]. Полученные с использованием характеристик ГКВМ радиальные распределения магнитного поля были сопоставлены с распределениями поля по данным наблюдений лимбовых КВМ из работы [Kim et al., 2012]. И, наконец, в работе обсуждается проблема установления типа (быстрый или медленный) солнечного ветра (СВ), в пределах которого движется та или иная часть тела КВМ. В качестве первого шага решения этой проблемы в работе предлагается способ отбора КВМ, центральная часть которых двигается в медленном СВ.