Экспериментальное изучение крупномасштабной структуры солнечного ветра тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

На правах рукописи

ЕРМОЛАЕВ Юрий Иванович

Экспериментальное изучение крупномасштабной структуры солнечного ветра

(Специальность 01.03.03 - Физика Солнца)

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва 2002

Работа выполнена в Институте космических исследований Российской академии наук

Официальные оппоненты:

доктор физ.-мат. наук И.С. Веселовский (НИИЯФ МГУ), доктор физ.-мат. наук С.А. Гриб (ГАО РАН), доктор физ.-мат. наук К.Г. Иванов (ИЗМИРАН)

Ведущая организация:

Физический институт им. П.Н.Лебедева РАН (ФИАН)

Защита состоится 26 ноября 2002 г. в_часов на заседании

Диссертационного совета Д 002.113.03 Института космических исследований РАН по адресу: 117997, Москва, Профсоюзная ул., 84/32, 2-й подъезд, конференц-зал.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН, а также на официальном веб-сайте ИКИ РАН по адресу: http: / /www. i ki. rssi. ru

Автореферат разослан _ 2002 г.

Ученый секретарь

Диссертационного совета Д 002.113.03

доктор физ.-мат. наук

Г.Н. Застенкер

Настоящая работа посвящена описанию результатов экспериментального исследования свойств плазмы и магнитного поля солнечного ветра с помощью научной аппаратуры, установленной на высокоапогейных спутниках Земли. В работе также рассматриваются физические явления в солнечной атмосфере и межпланетной среде и их влияние на магнитосферу Земли.

Общая характеристика работы

Актуальность проблемы

Сверхзвуковой поток плазмы, образующийся в результате постоянного расширения горячей солнечной короны в межпланетное пространство и заполняющий гелиосферу, получил название "солнечный ветер". И хотя прямые исследования солнечного ветра с помощью советских и американских космических аппаратов начались более 40 лет назад (на советской ракете ЛУНА 2 в 1959 г. и на американских космических аппаратах Explorer 10 в 1961 г. и Mariner 2 в 1962 г.), всестороннее изучение солнечного ветра было и остается актуальным по целому ряду причин.

Прежде всего необходимо отметить, что теоретические основы нашего понимания процессов формирования и динамики солнечного ветра (в гидродинамическом приближении) были заложены Паркером в 1957 г. (см., например, [1, Parker, 1961]). Однако результаты прямых измерений магнитогидродинами-ческих параметров солнечного ветра постоянно ставят новые вопросы, многие из которых остаются открытыми и по сей день. К ним прежде всего относятся физические механизмы, ответственные за нагрев основания короны до температур 1,52 млн. градусов и эффективную передачу энергии от короны

к солнечному ветру, а также механизмы, обеспечивающие выход в межпланетное пространство ионов более тяжелых, чем протоны. Таким образом, измерения параметров солнечного ветра, изучение их изменчивости и взаимосвязей между ними способствуют лучшему пониманию фундаментальных вопросов физики солнечной (звездной) атмосферы.

Очень информативными оказались исследования отдельных ионных компонент солнечного ветра. Во-первых, массовый состав солнечного ветра не изменяется в межпланетной среде и поэтому дает непосредственную информацию о химическом составе солнечной атмосферы. Во-вторых, различные ионизационные состояния тяжелых ионов формируются в нижней короне, и при движении ионов в межпланетном пространстве их ионизационные состояния практически не изменяются. Следовательно, степени ионизации тяжелых ионов солнечного ветра оказываются как бы "заморожены", и ионы солнечного ветра несут информацию об условиях в солнечной короне [2, 3, Вате е1 а1., 1968; НипсЖаиэеп е1 а1., 1968]. Таким образом, наблюдения в межпланетном пространстве массового и зарядового составов ионов солнечного ветра дают ценную информацию о солнечной атмосфере и вносят существенный вклад в физику Солнца [4, Сешэ, 1985].

В отличие от химического и ионизационного составов гидродинамические параметры солнечного ветра претерпевают в межпланетном пространстве ряд динамических изменений (расширение, ускорение, генерация волн и взаимодействие с ними и др.) [7, 8, Альвен и Фельтхаммар, 1967; Арцимович и Сагдеев, 1979]. За счет малого содержания и большого разнообразия масс и зарядовых состояний ионы более тяжелые, чем протоны, могут рассматриваться как пробные частицы при изучении таких динамических процессов. Поэтому результаты

изучения поведения как основных (электронной и протонной) компонент, так и малых ионных составляющих солнечного ветра представляют большой интерес для физики плазмы вообще и физики солнечного ветра в частности [5, б, Hundhausen, 1972; Neugebauer, 1982].

Хотя параметры солнечного ветра испытывают большие и быстрые вариации, было установлено, что на характерных масштабах от солнечного радиуса (70 тыс. км) до

а.е. солнечный ветер структурирован (т.е. содержит распространяющиеся в межпланетном пространстве различающиеся между собой области (или типы течений), внутри которых параметры плазмы и межпланетного магнитного поля изменяются сравнительно мало), и его структура отражает крупномасштабную структуру солнечной короны. Некоторые типы течений могут образовываться уже в межпланетном пространстве при взаимодействии разных типов течений солнечного ветра, и масштабы этих областей, как правило, меньше, чем масштабы течений солнечного ветра, связанные с крупномасштабной структурой солнечной короны. Детальное исследование крупномасштабных течений солнечного ветра и их сравнительный анализ позволяют получить информацию о физических процессах и в солнечном ветре, и в солнечной атмосфере при различных условиях, а также о процессах передачи воздействия от Солнца к Земле посредством различных типов течений солнечного ветра.

Помимо чисто научного интереса, наблюдения солнечного ветра представляют большое практическое значение, так как плазма солнечного ветра является основным агентом, с помощью которого активные процессы на Солнце оказывают влияние на состояние околоземного космического пространства и магнитосферы Земли [9, 10, 11, Rostoker and Faltham-

mar, 1967; Russell et al., 1974; Perreault and Akasofu, 1978]. Изучение динамики геомагнитосферы необходимо для решения как научных, так и практических задач в области космонавтики, радиосвязи, метеорологии и климатологии и тех видов деятельности, которые существенно от них зависят, в частности сельского хозяйства, биологии и медицины. Этот аспект солнечно-земных связей, названный в начале XX века выдающимся ученым А.Л.Чижевским "космической погодой", в последнее время заслуженно пользуется повышенным интересом как у научных работников, так и у представителей многих других специальностей (см., например, сборник статей "Space Weather"[12, 2001], а также труды конференций "Solar Cycle and Space Weather", Vico Equense, Италия [13] и Всероссийской конференции по "Физике солнечно-земных связей", Иркутск [14] , проходивших в сентябре 2001 г., и специальной сессии EGS, Ницца, Франция, 2002 г.).

Цель работы состоит в экспериментальном изучении физических процессов в плазме солнечного ветра, при этом основные акценты делаются на исследовании:

1) процессов формирования и свойств крупномасштабных структур в солнечном ветре и их динамики;

2) их связи с явлениями как в солнечной короне, так и в земной магнитосфере.

Новизна работы

В работе приводятся результаты, полученные на протяжении более 20 лет исследований, большая часть которых в свое время была пионерской. К ним относятся:

1) вариации химического и ионизационного состава солнечного ветра;

2) классификация типов течений солнечного ветра и определение соотношений между гидродинамическими параметрами

протонов и а-частиц в различных условиях;

3) определение условий в солнечной короне в областях формирования различных типов течений солнечного ветра;

4) влияние различных типов солнечного ветра на состояние околоземного пространства.

Практическая и научная ценность работы

Полученные результаты о величинах и динамике температуры и химического состава солнечной короны, а также крупномасштабной структуре солнечного ветра, крайне важны для построения физических моделей солнечной атмосферы, в том числе и моделей формирования массового и зарядового составов солнечного ветра и его выхода в межпланетное пространство.

Соотношения между гидродинамическими параметрами протонов и а-частиц солнечного ветра, полученные в различных условиях, позволяют исследовать физические механизмы формирования солнечного ветра, динамики его крупномасштабных возмущений, а также механизмы, регулирующие сравнительное поведение различных ионных компонент при различных типах течений солнечного ветра.

Исследованные соотношения между параметрами межпланетной среды в различных типах течений солнечного ветра и геомагнитной активностью позволяют проследить цепочку механизмов, передающих воздействие от солнечных явлений к геомагнитным возмущениям, т.е. закладывают фундамент для практического решения задач программы "Космическая погода".

Апробация работы

Результаты, вошедшие в диссертацию, были представлены в более чем 100 докладах на различных научных конференциях и семинарах внутри страны и за рубежом:

- на ассамблеях COSPAR (26-й Тулуза, Франция, 1986; 27-й Эспоо, Финляндия, 1988; 28-й Гаага, Нидерланды, 1990; 30-й Гамбург, Германия, 1994; 31-й Бирмингем, Великобритания, 1996; 32-й Нагойя, Япония, 1998; 33-й Варшава, Польша, 2000);

- на ассамблеях IAGA (4-й Эдинбург, Великобритания, 1981; 5-й Прага, ЧССР, 1985; б-й Эксетер, Великобритания, 1989; 7-й Буэнос-Айрес, Аргентина, 1993; 8-й Уппсала, Швеция, 1997; 9-й Ханой, Вьетнам, 2001);

- на симпозиумах EGS (17-м Эдинбург, Великобритания, 1992; 18-м Вейсбаден, Германия, 1993; 19-м Гренобль, Франция, 1994; 20-м Гамбург, Германия, 1995; 21-м Гаага, Нидерланды, 1996; 22-м Вена, Австрия, 1997; 23-м Ницца, Франция, 1998; 24-м Гаага, Нидерланды, 1999; 25-м Ницца, Франция, 2000; 26-м Ницца, Франция, 2001; 27-м Ницца, Франция, 2002);

- на симпозиумах AGU (осеннем Сан-Франциско, 1996; весеннем Балтимор, 1997; осеннем Сан-Франциско, 1998; весеннем Бостон, 1999; осеннем Сан-Франциско, 1999; весеннем Вашингтон, 2000; осеннем Сан-Франциско, 2000);

- на симпозиумах ESLAB (26-м Килларни, Ирландия, 1992; 27-м Нордвайк, Нидерланды, 1997);

- на симпозиумах Solar Wind (7-м Гослар, Германия, 1991; 8-м Дана Пойнт, США, 1995; 9-м Нантукет, США, 1998);

- на симпозиумах SOHO (1-м Аннаполис, США, 1992; 2-м Марциана Марина, Италия,1993; 3-м Истес Парк, США, 1994);

- на симпозиумах ICS (3-м Версаль, Франция, 1996; 5-м Санкт-Петербург, Россия, 2000);

- на симпозиумах "Геокосмос"(2-м, Санкт-Петербург, Россия, 1998; 3-м, Санкт-Петербург, Россия, 2000);

- на симпозиумах ИНТЕРБОЛ (Тулуза, Франция, 1997; Хельсинки, Финляндия, 1998; Кошице, Словакия, 1998;

Звенигород, Россия, 1999; Киев, Украина, 2000; Польша, 2001; София, Болгария, 2002);

- на симпозиумах КАПГ (4-м Львов, СССР, 1983; 5-м Самарканд, СССР, 1989);

- на симпозиуме SCOSTEP (Иркутск, СССР, 1985);

- на коллоквиуме COSPAR (Варшава, Польша, 1989);

- на симпозиуме SOLTIP (Либлице, ЧССР, 1991);

- на симпозиуме NSO (16-м Санспот, США, 1995);

- на AGU Chapman Conference (Лонавала, Индия, 2001);

- на симпозиуме SOLSPA (Вико Екуенс, Италия, 2001)

и на некоторых других, а также на семинарах ИКИ РАН, ИЗМИРАН, НИИЯФ МГУ, СибИЗМИР, СПбУ, АИ ЧСАН (Прага, ЧССР), Карлов Университет (Прага, Чехия), UCLA (Лос-Анджелес, США), MIT (Бостон, США), ISAS (Токио, Япония), DARA (Берлин, Германия). Личный вклад автора.

Космические эксперименты в виду их сложности могут быть осуществлены лишь большими коллективами. Отдавая должное труду коллег, необходимо отметить, что автор принимал непосредственное участие в разработке идеологии, изготовлении, калибровке на вакуумном стенде и испытаниях научных приборов в Институте, на заводе, на космодроме и управлял экспериментами в ходе космических полетов. На спутнике Интербол/Хвостовой Зонд он являлся руководителем эксперимента КОРАЛЛ. Он также участвовал в разработке алгоритмов, создании программ, проведении обработки данных и анализе результатов. Начиная с середины 80-х годов практически во всех опубликованных работах ему принадлежит постановка научной задачи, предложение метода обработки и анализа данных и интерпретация результатов.

Краткое содержание работы

Объем и структура работы.

Диссертация состоит из введения, б глав, заключения и списка литературы, содержит 306 страниц машинописного текста (включая 116 рисунков, 30 таблиц и библиографию из 262 наименований), подготовленного в текстовом редакторе ТеХ.

Во введении сформулированы проблематика, актуальность и цели исследований крупномасштабной структуры солнечного ветра, приведена общая характеристика работы.

В первой главе содержится обзор теоретических представлений о формировании ионной компоненты солнечной атмосферы, её выходе в межпланетное пространство, динамике солнечного ветра и его влиянии на магнитосферу Земли. Также описываются основные методы прямых измерений и результаты наблюдений, полученных до начала цикла исследований на спутниках Прогноз-7, -8, -10, -11, -12. В конце этой главы сформулированы основные научные задачи проведенных нами исследований:

• определение средних характеристик солнечного ветра и изучение их вариаций в цикле солнечной активности,

•

ветра и солнечной короны,

ионных составляющих солнечного ветра,

состава и ионизационной температуры солнечного ветра и условий, приводящих к их вариациям,

состава и ионизационной температуры солнечного ветра с различными типами течений солнечного ветра,

• классификация типов течений солнечного ветра,

протонов для различных типов течений солнечного ветра,

МГД параметров а-частиц для различных типов течений солнечного ветра,

•

условиях вытягивания за счет кулоновского трения малых ионных составляющих основным протонным потоком из солнечной короны в межпланетное пространство,

динамического равновесия различных ионных компонент,

скоростей и температур ионных компонент в разных течениях солнечного ветра,

•

ускорения и нагрева ионных компонент в различных типах течений солнечного ветра и их сравнительный анализ,

•

ческих процессов солнечной короны и солнечного ветра в задачах "космической погоды",

солнечного ветра.

Во второй главе приводится описание условий проведения экспериментов, характеристик научной аппаратуры и результатов ее лабораторных калибровок, а также методики обработки и анализа данных экспериментов.

При обработке результатов измерений, выполненных в солнечном ветре на спутниках Прогноз 7, 8 ¡л Прогноз-10-Интеркосмос (проект "Интершок"), Прогноз 11, 12 ("Хвостовой" и "Авроральный" зонды проекта "Интербол") были сделаны следующие физические предположения, которые в среднем согласуются с результатами других экспериментов:

1) все ионы имеют конвектированные максвелловские распределения частиц по скоростям с изотропной кинетической температурой Т и массовой скоростью

2) все ионы, тяжелее а-частиц, обладают одинаковыми массовыми скоростями, равными массовой скорости а-частиц;

3) все ионы, тяжелее а-частиц, имеют кинетические температуры, пропорциональные их массам Т = (М^/М^Тр,

4) потоки всех ионов приходят с одного направления, которое не сильно отличается от направления оси зрения анализатора;

5) гидродинамические параметры потоков всех ионных компонент мало изменяются на временных масштабах 1-10 мин.;

6) элементный и зарядовый составы ионной компоненты солнечного ветра сохраняются на временных масштабах < 1 ч.

Моделирование работы аппаратуры и ее реальное функционирование в условиях космического полета позволяют сделать вывод, что предложенные физические принципы измерений и технические решения по изготовлению научной аппаратуры, а также методы обработки и анализа измерений позволили провести исследование различных параметров солнечного ветра и успешно решить научные задачи, стоявшие перед

экспериментами.

В третьей главе приводятся результаты, описывающие вариации параметров солнечного ветра и зависимости между гидродинамическими параметрами протонной и а-компонент солнечного ветра без учета структуры солнечного ветра.

Благодаря анализу данных о среднем солнечном ветре (т.е. без селекции данных по типам течений солнечного ветра) в работе были отчасти подтверждены ранее полученные в других космических экспериментах результаты, но в то же время, благодаря раздельным масс-спектрометрическим измерениям а

а

1. Средние значения основных гидродинамических параметров солнечного ветра хорошо согласуются с картиной их долгопериодических вариаций в цикле солнечной активности. В частности, подтверждается возрастание относительного содержания гелия на фазе роста солнечной активности.

2. Относительная концентрация а-частиц па/пр в среднем уменьшается от ^б до ^3% при увеличении величины потока солнечного ветра от ~ Г108 до ~ 10108 см"2с

3. Период наблюдений на спутнике Прогноз 7 пришелся на фазу роста в цикле солнечной активности и

характеризуется необычным повышением концентрации ионов в высокоскоростных (ур > 550 км/с) течениях

солнечного ветра. В этом же диапазоне скоростей

солнечного ветра наблюдается уменьшение относительной концентрации а-частиц па/пр и разности скоростей уа — ур

а

модели эволюции возмущений плотности и скорости

солнечного ветра [15, 16, Eyni and Steinitz, 1977; Веселовский, 1978], из которой следует, что при взаимодействии быстрого течения с более низким относительным содержанием гелия и медленного течения с более высоким относительным содержанием гелия может наблюдаться солнечный ветер, у которого средняя скорость а-частиц меньше средней скорости протонов.

4. Разность скоростей va — vp и отношение температур Ta/Tp в среднем возрастают, соответственно, от —5 до -+10 км/с и от —1,5 до —5 при увеличении величины альвеновской скорости от —25 до —75 км/с, при этом в указанном интервале vA данные могут быть аппроксимированы следующими выражениями: va — vp [км/с] = (0, 26±0,13) vA [км/с]

— (9, 5± 1,1) и lgTa/Tp = (0, 51 ±0, 08) lg va [км/с] —(0,31 ±0,05).

——

va — vp

Ta/Tp остается на уровне —5.

5. В целом отношение температур Ta/Tp коррелирует с модулем разности скоростей va — vp а-частиц и протонов. Зависимость отношения температур Ta/Tp от относительной разности скоростей X = (va — vp)/wT , где wT -средняя тепловая скорость, отличается для солнечного ветра с разным содержанием а-частиц: для na/np < 0,02 величина Ta/Tp возрастает от —1,5 до —4,5 при увеличении X от ——1 до —+1, для 0,02 < na/np < 0,05 отношение Ta/Tp возрастает от —2 до —6,5 при увеличении X от ——1 до —+1 и для na/np > 0,05 Ta/Tp уменьшается от —7 до —4 при увеличении величины X от —-1,0 до —О

и возрастает от —4 до —10 при увелич ении X от —0 до

—

предсказаниями модели [17, Hernandez and Marsch, 1985] и имеют более сложный характер.

б. Совокупность экспериментальных данных позволяет предложить следующий сценарий возникновения отклонения от термодинамического равновесия различных ионных компонент солнечного ветра. На гелиоцентрических расстояниях 10-25 R&, где по результатам радиопросвечивания наблюдается сильная неоднородность параметров плазмы [18, Яковлев и др., 1987], происходит перемешивание разноскоростных течений плазмы с различным относительным содержанием малых ионных составляющих, в результате образуются течения с неравновесными переносными скоростями [15, 16, Eyni and Steinitz, 1977; Веселовский, 1978]. В среднем в более быстрых течениях солнечного ветра наблюдается более высокое содержание гелия, поэтому в солнечном ветре в среднем наблюдаются более высокие переносные скорости a-частиц, чем протонов. Наряду с этим механизмом могут действовать и известные механизмы преимущественного ускорения малых ионных составляющих при их взаимодействии с волнами. За счет энергии, заключенной в разности переносных скоростей компонент, происходит наблюдаемое в экспериментах на космических аппаратах Helios [19, Marsch et al., 1982] увеличение отношения температур Ta/Tp и уменьшение разности скоростей va — vp с возрастанием гелиоцентрического расстояния. Под действием кулоновских столкновений ионов происходит выравнивание переносных скоростей и кинетических температур различных ионных компонент солнечного ветра. Получены оценки, согласно которым выравнивание скоростей и температур ионных компонент происходит в среднем на

гелиоцентрических расстояниях 7 и 20 а.е., соответственно.

В то же время ряд экспериментов дал противоречивые результаты. Например, данные космических экспериментов Vela 3 [20, Hirshberg et al., 1972], Explorer 34, 43 [21, Ogilvie, 1972], Heos 1 [22, Moreno and Palmiotto, 1973], OGO 5 [23, Neugebauer., 1981] и Прогноз 7 в области небольших потоков (1 — 3)108 см—2 с"1 демонстрируют разные зависимости относительного содержания a-частиц na/np от величины потока солнечного ветра nvp. Исходя из этого была поставлена задача исследовать эти зависимости раздельно в каждом типе течений солнечного ветра. Для этого сначала было необходимо разработать методику селекции солнечного ветра по крупномасштабным структурам (или типам течений) на основе имеющихся измерений, и эта задача была успешно решена, что подробно описывается в следующей главе.

В четвертой главе формулируется подход к классификации типов течений солнечного ветра на основе распределения видов энергии и химического состава в различных типах течений. Анализ измерений показал, что для идентификации пяти типов течений солнечного ветра по минимальному набору данных достаточно определить скорость, концентрацию, относительное содержание a-частиц na/np и отношение теплового давления к магнитному давлению (параметр ß = nkTp/(B 2/8п)):

• тип 1 характеризуется низкой с коростью (vp = 300420 км/с) и высокой концентрацией (n = 15-50 см"3), отношением теплового давления к магнитному ß > 1 и низкими значениями температуры протонов, относительного содержания гелия и модуля магнитного поля;

• vp =

- 450 км/с) и средней концентрацией (п = 2 - 20 см"3), значениями в < 1, низкими температурой и относительным содержанием гелия и средним магнитным полем;

• тип 3 характеризуется средней и высокой скоростью {ур = 350 - 650 км/с) и средней концентрацией (п = 2- 30 см"3), значениями в < 1 средними температурой и магнитным полем и высоким содержанием гелия;

• тип 4 характеризуется высокой скоростью {ур = 450 -700 км/с) и средней концентрацией (п = 3 - 30 см"3), значениями в ~ 1 высокими значениями температуры и магнитного поля, низким содержанием гелия;

• тип 5 характеризуется высокой с коростью {ур = 500 -

п "3

значениями в < 1 средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия.

Величина и различный характер поведения указанных параметров позволяют сопоставить эти пять областей с известной крупномасштабной структурой солнечной короны и ее динамикой:

1. гелиосферный токовый слой (НСБ);

2. течения из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров - СБ);

3. течения из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр - СН);

4. солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне и межпланетной среде (СШ);

5. магнитное облако (течения плазмы, содержащие выброшенное из солнечной короны вещество).

Проведенная селекция по типам солнечного ветра позволила получить распределения параметров и их соотношения в разных типах солнечного ветра, а также сделать заключения о физических условиях в области их формирования на Солнце.

Кроме того, был обнаружен тип б, который характеризуется низкой скоростью (ур = 300 - 400 км/с) и крайне низкой концентрацией (п = 0,1 - 1,0 см"3), значения ми в < 1, средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия. К сожалению, малая статистика наблюдений данного типа солнечного ветра не позволила подробно исследовать его свойства, как это было сделано для остальных типов течений солнечного ветра.

В пятой главе анализируются вариации параметров

а

между ними в различных типах течений солнечного ветра. На основе этого анализа получены сведения о схожести и различиях процессов ускорения и нагрева различных ионных компонент в разных структурах солнечной короны и типах течений солнечного ветра. В этой главе также изучается поведение тяжелых ионов в течениях разного типа и оцениваются химический состав и ионизационная температура тех областей солнечной короны, из которых эти течения берут свое начало. В частности, показано, что ионы Н+ наблюдаются в веществе, выброшенном из нижних слоев солнечной атмосферы, где температура составляет порядка тысячи градусов.

5.1. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в различиях потоков массы, импульса и энергии

1. Средний поток массы пур уменьшается с увеличением переносной скорости в стационарных течениях солнечного ветра: от 10,5108 в НСБ до 3,4108 и 2, 7-108 частиц/см2с в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, соответственно. В возмущенных течениях поток массы составляет 3,1108 в МС и 4,2108 частиц/см2с в СИЗ. С учетом длительности и частоты появления разных типов течений измерения показывают, что солнечные потери массы почти равны в разных стационарных течениях и в ~ 5 раз выше, чем в возмущенных типах течений.

2. Средние потоки импульса пур, равны в стационарных течениях солнечного ветра из корональных стримеров и дыр (2,110—88 дин/см2 с) и возрастают до 2,610—88 дин/см2с в МС, 3,710—8 дин/см2с в СШ и 6,310—88 дин/см2с в НСБ.

3. Средние потоки кинетической и тепловой энергии, 0,5пшу) и пкТрур в возмущенных типах течений и в НСБ в 2 - 3 раза выше, чем в стационарных течениях. Тем не менее, потери энергии в течениях из корональных дыр в 2 - 5 раз выше, чем в НСБ и в возмущенных типах течений, и в 1,5 - 2 раза выше, чем течениях из корональных стримеров.

4. Наибольшие отношения теплового давления к магнитному в = пкТр/(В2/8п) наблюдаются в НСБ 2), а наименьшие отношения - в МС 0,3). В других типах течений параметр в составляет от 0,5 до 1,0.

а

импульса и энергии может превышать обычные ошибки измерений и оценки параметров, и поэтому его необходимо учитывать при изучении этих течений.

5.2. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в сравнительном поведении протонов и а-частиц

По сравнению поведения протонов и а-частиц в течениях разного типа СВ могут быть сделаны следующие выводы:

1. Относительное содержание гелия na/np коррелирует со скоростью солнечного ветра vp в HCS, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и антикоррелирует в CIR и в MC.

2. Относительное содержание гелия na/np коррелирует с величиной потока nvp и плотностью солнечного ветра np в течениях из корональных дыр и в CIR и антикоррелирует в HCS и в течениях из корональных стримеров и в MC. Тем самым подтверждается предположение [24, Geiss, 1970] о важной роли основного, протонного, потока солнечного ветра в "вытягивании" малых ионных составляющих в межпланетное пространство только из корональных дыр.

3. Различия в зависимости относительного содержания

гелия na/np от величины потока nvp и плотности

np

и из корональных стримеров показывают, что условия и/или механизмы формирования солнечного ветра в этих областях солнечной короны отличаются друг от друга.

4. Разности скоростей а-частиц и протонов va-vp коррелируют

vp

стью vA в HCS, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но отношение кинетических температур Ta/Tp коррелирует только в HCS и в течениях из корональных стримеров и сохраняется приблизительно постоянным в течениях из корональных дыр.

5. Отношение кинетических температур коррелирует с разностью скоростей в НСБ, в течениях из корональных стримеров, а также коррелирует с абсолютной величиной разности скоростей в течениях из корональных дыр.

6. Процессы ускорения а-частиц, по-видимому, близки друг другу в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются в НСБ.

7. В отличие от ускорения, процессы нагрева а-частиц отличаются в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в НСБ и в течениях из корональных стримеров.

5.3. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в поведении химического состава и ионизационной температуры в относительно медленных типах течений СВ

О поведении тяжелых ионов и их параметров были получены следующие результаты:

1. Тяжелые ионы наблюдаются в — 90% времени, когда условия в солнечном ветре позволяют измерять методом энергоанализа малые ионные составляющие, такие условия выполняются в течениях типа !Ы5(С5), ЫСОЕ(НСБ) и НАЕ(СН) и составляют — 1/3 полного времени наблюдений в солнечном ветре.

2. На временных масштабах от — 1 часа до — 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений).

3. Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоро-стных {ур < 450 км/с) течениях солнечного

ветра составляет для ионов кислорода (2,9 ± 0,6)106К, для ионов кремния (1,7 ± 0,3)106К и для ионов железа

(1,6 ± 0, 2)106К.

4. Вариации среднечасовых значений потоков малых ионных составляющих в несколько раз превышают неопределенность их оценок 60 " 80%) и примерно одинаковы для разных тяжелых ионов. Временная характеристика изменчивости потоков тяжелых ионов, оцененная по времени спада автокорреляционной функции, составляет в среднем ~ 1-3 часа.

5. На временных масштабах ~ 1 суток содержание ионов гелия, кислорода, кремния и железа уменьшается с ростом полной концентрации (или величины потока) ионов солнечного ветра и изменяется пропорционально для всех малых ионных составляющих. Такое поведение содержания, по-видимому, является результатом суммарного действия двух механизмов: диффузии ионов поперек замкнутых силовых линий коронального магнитного поля (в области коронального стримера) и гидродинамического обтекания этой области высокоскоростными потоками плазмы из областей с открытой конфигурацией коронального магнитного поля.

6. Событие типа НАЕ (с высоким содержанием малых ионных составляющих) может быть вызвано ускорением плазмы с низких высот в корональной дыре или инжекцией корональной массы в области стримера.

7. Среднее содержание малых ионов в медленных и средне-скоростных (ур < 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет для гелия (3,0 ± 2,8)10"2

(в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5,4±3,9)10-2), для кислорода (6,8±5,6)10-4, для кремния (8,6 ± 8, 2)-10-5 и для железа (5, 5 ± 4,9)10"5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.

8. В одном из периодов наблюдений методом энерго-масс-анализа (30 апреля 1985 г.) зарегистрировано высокое содержание в солнечном ветре ионов Не+, которые относительно ионов Не++ состави л и (1,0 ± 0,4)10-3, при этом были зарегистрированы и обычно наблюдаемые в солнечном ветре многократно ионизованные ионы кислорода, кремния и железа, содержание и зарядовое состояние которых близки к средним значениям этих параметров (содержание п(Не)/п(Н) = (7 ± 2)10"2, п(0)/п(Н) = (4, 7 ± 1,6)10-4, п(Бг)/п(Н) = (3, 7 ± 1, 6)10"5 и п(Ее)/п(Н) = (3 ± 1)10-5, ионизационная температура Т(0) = (2,4 ± 0,4)106К, Т= (2,0 ± 0,2)-106К и Т(Ее) = (1,8 ± 0,1)106К. Кинетические температуры всех ионов были близкими и составили ~ 5- 104К. Совокупность экспериментальных данных позволяет предположить, что ионы Не+ из холодной хромосферы вышли в межпланетное пространство без дополнительной ионизации во время мощного выброса корональной массы, породившего поток солнечного ветра с высокой концентрацией ионов 70 см-3).

В шестой главе изучается роль структуры и явлений как солнечной короны, так и солнечного ветра в солнечно-земной

физике. В частности показано, что наиболее мощные солнечные явления - солнечные вспышки и выбросы корональной массы - имеют довольно слабую корреляцию с геомагнитными бурями и для практического использования в предсказаниях "космической погоды" требуют дополнительной селекции по геоэффективным параметрам для снижения доли "ложных" прогнозов. В то же время прогнозы на основе прямых наблюдений параметров солнечного ветра более надежны, и наиболее геоэффективными являются магнитные облака и области сжатия как за фронтами межпланетных ударных волн, так и в области взаимодействия разноскоростных течений, которые имеют длительные интервалы, когда межпланетное магнитное поле содержит заметную компоненту, параллельную магнитному диполю Земли.

6.1. Геоэффективность солнечных и межпланетных событий

Анализ 25-летних рядов наблюдений Солнца, солнечного ветра и магнитосферных возмущений подтвердил некоторые из ранее обнаруженных эффектов, таких как корреляция числа солнечных пятен с числом солнечных вспышек и числом магнитных бурь на Земле, а также эффект РиээеН-МсРИеггоп [25], т.е. преимущественное возбуждение магнитных бурь в весенние и осенние месяцы года. Однако представленные нами данные о связи солнечных, межпланетных и магнитосферных возмущений содержат также и новые результаты.

1. Обнаруженная геоэффективность сильных солнечных вспышек может быть частично или полностью отнесена на счет случайных процессов. В пользу последнего свидетельствует отсутствие корреляции между классом солнечной вспышки и силой магнитной бури. Геоэффек-

тивность опубликованных СМЕ выше (в том числе и выше полученного порога для случайных процессов), однако наш анализ гало-СМЕ по наблюдениям на КА SOHO за 5 лет привел к заключению, что их эффективность ниже, чем у сильных солнечных вспышек. Отметим, что полученные здесь оценки геоэффективности вспышек и СМЕ также крайне низки для использования в предсказаниях "космической погоды" , так как очень велик процент ложных предсказаний. Единственный способ повысить эффективность методики предсказания - это научиться селектировать солнечные события по дополнительным признакам, приводящим к отбрасыванию событий, не обладающих достаточной геоэффективностью. Также важно прогнозировать динамику движения геоэффективного солнечного явления в межпланетной среде, чтобы, с одной стороны, оценить вероятность его попадания в магнитосферу Земли, а с другой стороны, предсказать достаточно точное время распространения от Солнца до Земли.

2. Основными межпланетными источниками средних и сильных магнитных бурь являются МС и CIR, каждый из которых составляют по /3 от всех геоэффективных типов СВ, при этом по сравнению со средними бурями доля сильных бурь от МС возрастает и достигает половины всех геоэффективных типов СВ, число бурь от CIR практически не изменяется, а от других типов СВ заметно падает. Наш результат по корреляции магнитных бурь и МС хорошо согласуется с аналогичными данными работы [26, Gosling et al., 1991]. Определенная нами зависимость доли магнитных бурь, возбужденных МС (так же, как и CIR), от фазы солнечного цикла имеет

два максимума за цикл. При этом кривые для бурь от МС и от CIR изменяются в противофазе. В целом же полученная нами зависимость имеет более сложный характер и исследована на протяжении более длинного периода, чем в работе [27, Lindsay et al., 1995].

3. Независимо от типа СВ, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в GSM-системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1-3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются:

1) за ударной волной, как изолированной, так и связанной с МС или CIR;

2) в области сжатия непосредственно перед телом МС и в CIR;

3) в теле МС.

Хотя модели предсказания геомагнитных возмущений на основе измерений СВ и ММП в реальном масштабе времени в передней либрационной точке (например, на космических аппаратах Wind (1994) и АСЕ (1997)) носят краткосрочный характер (около получаса), их надежность удовлетворяет практическим критериям [28, Петрукович и Климов, 2000].

6.2. Отклик магнитосферы Земли на магнитные облака и "слабый" солнечный ветер

Представленные результаты анализа взаимодействия магнитных облаков и "слабого" (с низкой концентрацией) солнечного ветра с земной магнитосферой по данным

спутников ИНТЕРБОЛ-1,2 позволяют сделать несколько выводов об отклике магнитосферы на такого рода воздействия.

1. Геоэффективность магнитных облаков, по-видимому, зависит от величины изменения параметров в магнитном облаке. При малых, средних или умеренно больших вариациях параметров плазмы и магнитного поля в облаке реакция магнитосферы такая же, как и при подобного рода изменениях в межпланетном пространстве в отсутствии магнитных облаков, и сильно зависит от предыстории

межпланетного магнитного поля: •

сферу (при южной ориентации ММП) практически все изменения в давлении солнечного ветра или величине и ориентации ММП могут привести к авроральным активациям, суббурям и магнитным бурям;

•

чески все изменения параметров магнитного облака негеоэффективны и не оказывают заметного влияния на состояние магнитосферы и на геомагнитное поле.

2. Экстремально большие скачки параметров в магнитных облаках (в основном вблизи их границ - ударные волны, передние и задние фронты) могут приводить к

необычному поведению магнитосферы: •

(с большим и непропорциональным смещением границ) магнитосферы относительно обычного положения;

хвоста относительно спутника;

• развитию возмущений в плазменном слое, которые приводят к ускорению ионов и электронов и их инжекциям в области полярной шапки.

3. Магнитные облака, вызывающие большое число полярных возмущений, включая суббури, как правило сопровождаются более сильными глобальными возмущениями типа магнитных бурь.

4. Событие с сильным падением плотности в солнечном ветре 10-12 мая 1999 г. не вызвало заметного изменения геомагнитных индексов, хотя и наблюдалось сильное увеличение размеров магнитосферы.

5. Поведение магнитосферы Земли при экстремальных условиях в межпланетной среде, наблюдаемых при приходе магнитных облаков, плохо согласуется с существующими статистическими моделями, недостаточно подробно изучено и требует дальнейших исследований.

В заключении сформулированы основные результаты, включенные в диссертацию.

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Развито новое научное направление - исследование физических свойств отдельных крупномасштабных (0,01 -1 а.е.) структур (типов течений) солнечного ветра, а также их связи с солнечной атмосферой и земной магнитосферой.

2. Показано, что для идентификации типов течений солнечного ветра по набору данных из минимального числа параметров достаточно определить скорость, концентрацию,

относительное содержание а-частиц па/пр и отношение теплового давления к магнитному давлению (параметра в = пкТр/(В2/8п), так как в четырехмерном пространстве эти параметры для различных типов течений солнечного ветра занимают 5 определенных областей, которые практически не пересекаются. Эти пять областей отражают происхождение различных типов течений и могут быть однозначно сопоставлены с известной структурой солнечной короны и гелиосферы:

ного магнитного поля (из стримеров - СБ),

корональных дыр — СН),

явлениями в солнечной короне и гелиосфере (СИЗ),

короны вещество (магнитные облака).

3. Сравнение поведения параметров в разных течениях солнечного ветра показало, что процессы ускорения протонов и а-частиц близки друг другу в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются в НСБ. В отличие от ускорения, процессы нагрева а-частиц отличаются в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в НСБ и в течениях из корональных стримеров.

4. Получено, что среднее содержание тяжелых ионов в медленных и среднескоростных {ур < 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет для

гелия (3,0 ± 2,8)10"2 (в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5,4 ± 3,9)10"2), для кислорода (6,8 ± 5,6)10"4, для кремния (8,6 ± 8, 2)10_5 и для железа (5,5 ± 4,9)10"5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.

5. На временных масштабах от ~ 1 часа до ~ 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений). Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоростных (ур < 450 км/с) течениях солнечного ветра составляет для ионов кислорода (2,9 ± 0,6)106К, для ионов кремния (1,7 ± 0,3)106К и для ионов железа (1,6 ± 0, 2)106К.

6. Показано, что независимо от типа солнечного ветра, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в СБМ-системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1 - 3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются:

• за ударной волной, как изолированной, так и связанной с магнитным облаком или СШ;

•

магнитным облаком и в СИЗ;

7. Полученные корреляции показывают, что выбросы коро-нальной массы и сильные солнечные вспышки лишь в 3040% случаев приводят к геоэффективным возмущениям

межпланетной среды, которые вызывают геомагнитные бури. Указанная корреляция находится на уровне случайных процессов, и для ее повышения необходимо проводить дополнительную селекцию солнечных возмущений, чтобы использовать в решении задач "космической погоды".

Основные результаты работы изложены в опубликованных работах, список которых приводится ниже.

1. Вайсберг О.Л., Горн Л.С., Ермолаев Ю.И. и др. Эксперимент по диагностике межпланетной и магнитосферной плазмы на АМС "Венера-11, 12"и "Прогноз-7".// Космич. исслед., 1979. Т. 17. N5. С.780-792.

2. Zastenker G.N., Yermolaev Yu.I. Observations of the solar wind stream with high heavy ion abundance and coronal conditions, Препринт ИКИ АН СССР Пр-579. M. 1980.

3. Вайсберг О.Л., Ермолаев Ю.И., Застенкер Г.Н., Омельченко А.Н. Наблюдения тяжелых ионов в солнечном ветре по данным спутника "Прогноз-7".// Космич. исслед., 1980. Т. 18. N5. С. 761-765.

4. Застенкер Г.Н., Денин А.Б., Ермолаев Ю.И. и др. Интегральный детектор заряженных частиц малой энергии. // Вопросы атомной науки и техники. Сер.: Ядерное приборостроение, 1981. N2. С. 64-69.

5. Zastenker G.N., Yermolaev Yu.I. Observations of solar wind stream with high abundance of heavy ions and relation with coronal conditions.// Planetary and Space Science, 1981. V.29. N 11. P. 1235-1240.

6. Zastenker G.N., Vaisberg O.L., Balebanov V.M., Omeltschenko A.N., Nozdrachev M.N.,Yermolaev Yu.I. et al. Dynamics of solar wind plasma parameters and behaviour of megnetosphere boundaries during the arrival of interplanetary shock waves to the Earth in the events of April-May, 1981. Препринт ИКИ АН СССР D-305, M.1982.

7. Застенкер Г.Н., Ермолаев Ю.И., Пинтер С. и др. Наблюдение солнечного ветра с высоким временным разрешением.// Космич. исслед., 1982. Т.20., N6. С.900-905.

8. Zastenker G.N., Borodkova N.L., Vaisberg O.L., Omelschenko A.N., Yermolaev Yu.I. et al. Interplanetary shock waves in the period after the solar maximum year: observation onboard the Prognoz 8 satellite. Препринт ИКИ АН СССР Пр-841, М.

1983.

9. Yermolaev Yu.I. Ion composition of the solar corona and the interplanetary plasma.//Colloquium on Plasma Physics "Topics Common to the Laboratory and the Space Plasma Research", Horska Kvilda, Publ. MFF UK, Czechoslovakia, 1984. P.l-32.

10. Вайсберг О.Л., Омельченко А.Н., Смирнов В.Н. Застенкер Г.Н., Климов С.И., Федоров А.О., Ноздрачев М.Н., Савин С.П., Ермолаев Ю.И., Лейбов А.В. Изучение взаимодействия солнечного ветра с геомагнитосферой на станциях "Прогноз".// В кн.: Исследование солнечной активности и космическая система "Прогноз", М.: Наука,

1984. С.10-32.

11. Вайсберг О.Л., Ермолаев Ю.И., Застенкер Г.Н., Омельченко А.Н. Потоки тяжелых ионов в солнечном ветре и их использование для диагностики солнечной короны.// В

кн.: Исследование солнечной активности и космическая система "Прогноз", М.: Наука, 1984. С.73-80.

12. Аванов Л.А., Застенкер Г.Н., Вайсберг О.Л., Ермолаев Ю.И. Наблюдение мелкомасштабной структуры солнечного ветра на фронте резкого возрастания скорости потока плазмы.// Космич.исслед., 1984. Т.22. N5. С.774-780.

13. Застенкер Г.Н., Вайсберг О.Л., Хамитов Г.П., Любавский К.В., Бородкова Н.Л., Ермолаев Ю.И. и др. Кинетические параметры солнечного ветра по измерениям на спутнике "Прогноз-7"с ноября 1978 года по июнь 1979 года (каталог среднечасовых значений). Препринт ИКИ АН СССР Пр-951, М. 1984.

14. Братищенко В.В., Любавский К.В., Молчан С.И., Ступин В.В., Хамитов Г.П., Аванов Л.А., Бородкова Н.Л., Застенкер Г.Н., Ермолаев Ю.И. и др. Пакет прикладных программ статистического анализа и его применение к изучению характеристик межпланетной плазмы. Препринт ИКИ АН СССР Пр-969, М. 1984.

15. Nemecek Z., Safrankova J., Kozak I...... Yermolaev Yu.I. et

al. Measurement of plasma parameters in solar wind and in shock waves.// Czechoslovak Journal of Physics, 1985. V. В 35. P.557-567.

16. Avanov L., Leibov A., Nemecek Z., Safrankova J., Vaisberg O., Yermolaev Yu., Zastenker G. Fast measurement of solar wind parameters by the MONITOR instrument.// In: IN-TERSHOCK Project, Publ. N 60, Astronomical Institute of Czechoslovak Academy of Sciences, 1985. P.39-59.

17. Bedrikov A., Belikova A., Fedorov A., Fucks V., Hanzal V.,

Kuzmin V., Leibov A., Namestnik S., Nemecek Z., Notkin V., Richter M., Safrankova J., Vaisberg O., Yermolaev Yu., Za-stenker G. Complex of plasma spectrometers BIFRAM.// In: INTERSHOCK Project, Publ. N 60, Astronomical Institute of Czechoslovak Academy of Sciences, 1985. P.113-142.

18. Fischer S., Gavrilova E., Jeres M..... Yermolaev Yu. et al.

Data processing system in the Intershock project.//In: INTERSHOCK Project, Publ. N 60, Astronomical Institute of Czechoslovak Academy of Sciences, 1985. P.330-341.

19. Застенкер Г.Н., Вайсберг О.Л., Немечек 3., Шафранкова Я., Федоров А.О., Ермолаев Ю.И. и др. Изучение тонкой структуры ударных волн с помощью комплекса плазменных спектрометров БИФРАМ, // Космич. исслед., 1986. Т.24. N2. С.151-165.

20. Ермолаев Ю.И., Застенкер Г.Н., Коган В.Т. и др. Эксперимент по изучению ионного состава солнечного ветра с помощью масс-энергоанализаторов комплекса БИФРАМ, // Космич. исслед., 1986. Т.24. N2. С.192-199.

21. Ермолаев Ю.И. Поведение кинетических параметров протонов и а-частиц в зависимости от скорости солнечного ветра, // Космич. исслед., 1986. Т.24. N5. С.725-734.

22. Avanov L., Borodkova N., Nemecek Z., Omeltchenko A., Safrankova J., Skalski A., Yermolaev Yu. et al., Some features of solar wind protons, а-particles and heavy ions behaviour: the Prognoz 7 and Prognoz 8 experimental results. // Czechoslovak Journal of Physics, 1987. V. В 37. P.759-774.

23. Ермолаев Ю.И. Крупномасштабные характеристики ионной компоненты солнечного ветра по результатам наблюдений

на космических аппаратах. Препринт ИКИ АН СССР Пр-1281, М. 1987.

24. Ермолаев Ю.И., Ступин В.В., Застенкер Г.Н. и др. Вариации гидродинамических параметров протонов и а-частиц солнечного ветра по данным селективных измерений на спутнике "Прогноз-7". Препринт ИКИ АН СССР Пр-1357, М. 1988.

25. Чичагов Ю.В., Коган В.Т., Кошевенко Б.В., Павлов А.К., Соболева Е.В., Застенкер Г.Н., Ермолаев Ю.И., Журавлев В.И. Аномально высокое содержание ионов He+ в солнечном ветре 30 апреля 1985 года по данным наблюдений, полученным с помощью комплекса плазменных спектрометров БИФРАМ на ИСЗ "Прогноз-10-Интеркосмос", Препринт ФТИ им.А.Ф.Иоффе АН СССР Пр-1332, Л. 1988.

26. Belyaeva N.P., Gurin L.S., Yermolaev Yu.I. et al. Solar wind parameters determination based on statistical processing on the Intershock experiment data. //Czechoslovak Journal of Physics, 1989. V.B 39, P.408-414.

27. Zastenker G.N., Yermolaev Yu.I., Zhuravlev V.I. et al. Large-and middle-scale phenomena in the interplanetary medium: Prognoz 7,8,10 observations.// Adv.Space Res., 1989. V.9. N 4. P.117-121.

28. Yermolaev Yu.I., Stupin V.V., Zastenker G.N. et al. Variations of solar wind proton and alpha-particle hydrodynamic parameters: Prognoz 7 observations. // Adv.Space Res., 1989. V.9. N 4. P.123-126.

29. Ермолаев Ю.И., Журавлев В.И., Застенкер Г.Н. и др.

Наблюдения однократно ионизованного гелия в солнечном ветре, // Космич. исслед., 1989. Т.27. N5. С.717-725.

30. Ермолаев Ю.И., Застенкер Г.Н., Динамика потоков тяжелых ионов солнечного ветра и некоторых характеристик солнечной короны, // Космич. исслед., 1990. Т.28. N1. С.103-116.

31. Ермолаев Ю.И., Ступин В.В., Застенкер Г.Н. и др. Вариации гидродинамических параметров протонов и а-частиц солнечного ветра по измерениям на спутнике Прогноз-7, // Космич. исслед., 1990. Т.28. N2. С.218-225.

32. Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N., Stupin V.V. Relationships between bulk parameters of solar wind protons and alpha-particles: PROGNOZ 7 selective measurements. Препринт ИКИ АН СССР Пр-1575, M. 1990.

33. Ермолаев Ю.И., Ступин В.В. Связь относительного содержания гелия с условиями в солнечном ветре по измерениям на спутнике "Прогноз-7", // Космич. исслед., 1990. Т.28, N4, С.571-580.

34. Yermolaev Yu.I., Stupin V.V. Some alpha-particle heating and acceleration mechanisms in the solar wind: Prognoz 7 measurements. //Planet.Space Sci., 1990. V.38. N10. P.1305-1313.

35. Ермолаев Ю.И. Новый подход к изучению крупномасштабной структуры солнечной короны по результатам измерения параметров солнечного ветра, // Космич. исслед., 1900. Т.28. N6. С.890-902.

36. Borodkova N.L., Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N. Motion of the strong disturbances in the interplanetary medium.//In:

Physics of the Outer Heliosphere. COSPAR Colloquium, 1990. V.l. P.391-392.

37. Yermolaev Yu.l., Stupin V.V., Kozak I. Dynamics of proton and alpha-particle velocities and temperatures in the solar wind: Prognoz 7 measurements.//Adv.Space Res., 1991. V.U. N1. P.79-82.

38. Yermolaev Yu.l. Large-scale structure of solar wind and solar corona: Prognoz 7 observations.//Adv.Space Res., 1991. V.U. N1. P.75-78.

39. Zastenker G.N., Avanov L.A., Yermolaev Yu.l. et al. Variability of the coronal structures and ion components in the solar wind. // Czechoslovak Journal of Physics, 1991. V.B 41. N10. P.1001-1008

40. Yermolaev Yu.l. Large-scale structure of solar wind and its relationship with solar corona: Prognoz 7 observations. // Planet. Space Sei., 1991. V.39. N10. P.1351-1361.

41. Yermolaev Yu.l. Helium abundance, acceleration and heating and large-scale structure of the solar wind. // In: Solar Wind Seven, COSPAR Colloquium, 1992. V.3. P.411-418.

42. Zastenker G.N., Yermolaev Yu.l. Investigation of solar wind heavy ions and proton/alpha-particle relations with Prognoz 7 measurements. // In.: Proc. 1st SOLTIP Simposium, eds.S.Fischer and M.Vandas, 1992. V.l. P.318-327.

43. Yermolaev Yu.l., Zastenker G.N., Badalyan O.G. et al. Types of solar wind streams and their relation to the structure of solar corona. // In.: Proc. 1st SOLTIP Simposium, eds.S.Fischer and M.Vandas, 1992. V.2. P.288-293.

44. Yermolaev Yu.I. Mass, momentum and energy transport from the Sun to the Earth by different types of the solar wind: Prog-noz 7 observations. // In.: Proc. 26th ESLAB Simposium, ESA SP-346, 1992. P.217-222.

45. Ермолаев Ю.И., Ступин В.В. Потоки энергии, импульса и массы из Солнца в разных типах течений солнечного ветра по наблюдениям на спутнике "Прогноз-7", // Космич. исслед., 1992. Т.ЗО. N6. С.833-851.

46. Yermolaev Yu.I. Solar wind heavy ions and proton/alpha particle relations observed on board the Prognoz 7 satellite. // In.: Proc. 1st SOHO Workshop, ESA SP-348,1992. P.339-342.

47. Ермолаев Ю.И. Наблюдения ионов 4He++ в солнечном ветре, // Космич. исслед., 1994. Т.32. N1. С.93-125.

48. Yermolaev Yu.I. Signature of coronal holes and streamers in the interplanetary space.//Space Sci.Reviews, 1994. V.70. P.379-386.

49. Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N. Differential flow between protons and alphas in the solar wind: Prognoz 7 observations. //J. Geophys. Res., 1994. V.99. N A12. P.23503-23504.

50. Yermolaev Yu.I. Scientific program of solar and solar wind observations: INTERBALL and Relict-2 missions. //Proc. 3rd SOHO Workshop, ESA SP-373, 1994. P.441-444.

51. Yermolaev Yu.I. Scientific program of observations on Solar-Terrestrial Physics on the Relict-2 mission. //In.: INTERBALL mission and Payload, CNES-IKI-RSA, 1995. P.409-410.

52. Ермолаев Ю.И. Скорости и температуры протонов и альфа-частиц в разных типах течений солнечного ветра,

// Kocmmh. wccnep,., 1995. T.33. N4. C.381-388.

53. Yermolaev Yu.I. Transport of mass, momentum and energy from the Sun to the Earth by different types of solar wind streams. //ASP Conference series, 1996. V.95. P.288-299.

54. Yermolaev Yu.I. Solar wind helium observations on the Prognoz 7 satellite. // Proc.Solar Wind 8 Conference, AIP Conference Proceedings 382, New York, 1996. P.269-272.

55. Yermolaev Yu.I. Large-scale structure of solar wind as observed on the Prognoz 7 satellite.//Proc.Solar Wind 8 Conference, AIP Conference Proceedings 382, New York, 1996. P.475-478.

56. Yermolaev Yu.I., Stupin V.V. Helium abundance and dynamics in different types of solar wind streams: The Prognoz 7 observations. //J. Geophys. Res., 1997. V. 102. N A2, P.2125-2136.

57. Yermolaev Yu.I. INTERBALL observations of the plasma sheet. // Adv.Space Res., 1997. V.20. N4-5. P.983-991.

58. Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N., Borodkova N.L. et al. Magnetic cloud event of 6-11 January, 1997: INTERBALL multi-satellite and multi-instrument observations.// ESA SP-415, 1997. P.155-161.

59. Yermolaev Yu.I. What can we know about processes of formation and dynamics of different types of solar wind on the basis of proton and alpha observations.// ESA SP-415, 1997. P.401-404.

60. Savin S.P., Balan O., Borodkova N.L., Budnik E.....Yermolaev

Yu. et al. INTERBALL magnetotail boundary case study.// Adv.Space Res., 1997. V.20. N4-5. P.999-1015.

61. Yermolaev Yu.I., Fedorov A.O., Vaisberg O.L., Balebanov V.M., Obod Yu.A., Jimenez R., Fleites J., Llera L. Omelchenko A.N. Ion distribution dynamics near the Earth's bow shock: first measurements with the 2-D ion energy spectrometer CORALL on the INTERBALL/Tail-probe satellite.j j Ann. Geophysic.,

1997. V.15. N5. P.533-541.

62. Эйгес П.E., Застенкер Г.Н., Ноздрачев М.Н., Ермолаев Ю.И., Шафранкова Я., Немечек 3. Быстрые флуктуации потока ионов солнечного ветра и магнитного поля в форшоке: 1. Корреляция параметров.// Космич. исслед.,

1998. Т.36. N 3. С.251-260.

63. Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N., Nozdrachev M.N., Skalsky A.A., Zelenyi L.M. Plasma populations in the magnetosphere during the passage of magnetic cloud of 10-11 January, 1997: INTERBALL/Tail Probe observations.// Geophys.Res.Let., 1998. V.25. N14. P.2565-2568.

64. Ермолаев Ю.И. Наблюдения плазменного слоя в проекте ИНТЕРБОЛ. // Космич.исслед., 1998. Т.36. N 3. С.273-281.

65. Николаева Н.С., Застенкер Г.Н., Шафранкова Я., Немечек 3., Ноздрачев М.Н., Романов С.А., Ермолаев Ю.И., Эйсмонт Н.А. Об источниках и амплитуде движения магнитопаузы,// Космич. исслед., 1998. Т.36. N 6. С.564-575

66. Savin S.P., Borodkova N.L., Budnik E.Yu., Fedorov А.О., Klimov S.I., Nozdrachev M.N., Morozova I.E., Nikolaeva N.S., Petrukovich A.A., Pissarenko N.F., Prokhorenko V.I., Romanov S.A., Skalsky A.A., Yermolaev Yu.I. et al. Interball tail probe measurements in outer cusp and boundary layers.// In:

Geospace Mass and Energy Flow: Results from the International Solar-Terrestrial Physics Program, edited by J.L. Horwitz. D.L. Gallagher and W.K. Peterson. Geophysical Monograph 104. American Geophysical Union. Washington D.C., 1998. P.25-44.

67. Savin S.P., RomanovS.A., Fedorov A.O., Zelenyi L.M., Klimov S.I., Yermolaev Yu.l. et al. The cusp/magnetosheath interface on May 29. 1996:INTERBALL-1 and POLAR observations.// Geophys.Res.Let., 1998. V.25. N15. P.2963-2966.

68. Бадалян О.Г., Вальчук Т.Е., Ермолаев Ю.И., Лившиц М.А. Исследование содержания гелия в низкоскоростных потоках солнечного ветра по данным спутников Прогноз-7.-8. // Космич. исслед., 1999. Т.37. N2. С.143-150.

69. Yermolaev Yu.l., Sergeev V.A., Zelenyi L.M., Petrukovich A.A., Sauvaud J.- A., Mukai Т., Kokubun S. Two spacecraft observation of plasma sheet convection jet during continuous external driving.// Geophys. Res. Let., 1999. V.26. P.177-180.

70. Yermolaev Yu.l., Zastenker G.N., Borodkova N.L., Kovrazhkin R.A., Nikolaeva N.S., Nozdrachev M.N., Savin S.P., Skalsky A.A., Zelenyi L.M., Nemecek Z., Safrankova J. and Sauvaud J.-A. Statistic study of magnetosphere response to magnetic clouds: INTERBALL multi-satellite observations.// Physics and Chemistry of the Earth, 2000. V.25. N1-2. P.177-180.

71. Yermolaev Yu.l., Zelenyi L.M., Mukai Т., Sergeev V.A., Borodkova N.L., Kokubun S., Kovrazhkin R.A., Liou K., Meng C.-l., Parks G., Petrukovich A.A. and Sauvaud J.-A. Multi-spacecraft observations of series of substorms on December 22-23. 1996. // Adv. Space Res., 2000. V.25. N 7/8. P.1697-1701.

72. Ермолаев Ю.И., Застенкер Г.Н., Николаева Н.С. Реакция магнитосферы Земли на события в солнечном ветре по данным проекта ИНТЕРБОЛ.// Космич. исслед., 2000. Т.38. N б. С.563-576.

73. Russell С.Т., Wang Y. L., Raeder J., Tokar R. L., Smith C. W., Ogilvie K. W., Lazarus A. J., Lepping R. P., Szabo A., Kawano H., Mukai Т., Savin S., Yermolaev Y. I., Zhou X.-Y., Tsurutani В. T. The interplanetary shock of September 24. 1998: Arrival at Earth. //J. Geophys. Res., 2000. V.105. N All. P.25143-25154.

74. Sibeck D. G., Kudela K., Lepping R. P., Lin R., Nemecek Z., Nozdrachev M. N., Phan T.-D., Prech L., Safrankova J., Singer H., Yermolaev Y. Magnetopause motion driven by interplanetary magnetic field variations.// J. Geophys. Res., 2000. V.105. N All. P.25155-25170.

75. Kawano H., Savin S., Lui A. T. Y., Fujimoto M., Kokubun S., Mukai Т., Yamamoto Т., Saito Y., Romanov S., Nozdrachev M. and Yermolaev Yu. Solar wind discontinuity - magnetosphere interactions observed by INTERBALL-1 and GEOTAIL: IACG Campaign N2.// Adv. Space Res., 2000. V.25. N 7-8. P.1405-1409.

76. Ермолаев Ю.И. Крупные геомагнитные возмущения и их корреляция с межпланетными явлениями в период работы спутников ИНТЕРБОЛ-1. 2. // Космич. исслед., 2001. Т.39. N 5. С.324-331.

77. Ермолаев Ю.И., Ермолаев М.Ю. О некоторых статистических взаимосвязях солнечных, межпланетных и геомагнито-сферных возмущений в период 1976-2000 гг. // Космич. исслед., 2002. Т.40. N1. С.3-16.

78. Yermolaev Yu.l., Yermolaev M.Yu., Statistical relations between solar, interplanetary and geomagnetic disturbances during 2.3 solar cycles (1976-2000). - ESA SP-477.2002. P.579-582.

Кроме того, некоторые технические детали использованной научной аппаратуры описаны в 8 авторских свидетельствах СССР и 6 авторских свидетельствах ЧССР.

Список литературы

[1] Parker E.N. The solar wind, // J.Res.Nat.Bur.Standards, 1961. N 65D. P.537.

[2] Bame S.J., Hundhausen A.J., Asbridge J.R., Strong I.B. Solar wind ion composition. // Phys.Rev.Lett., 1968. N 20. P.393.

[3] Hundhausen A.J., Gilbert H.E., Bame S.J. Ionization state of interplanetary Plasma, // J.Geophys.Res., 1968. V.73. P.5485.

[4] Geiss J. Diagnostics of corona by in-situ composition measurements at 1 AU. Proc.ESA Workshop on Future Mission in Solar, Heliospheric and Space Plasma Physics, Garmisch-Partenkirschen, Germany, ESA-235, 1985.

[5] Hundhausen A.J. Solar wind and coronal expension, // N.Y.: Springer, 1972.

[6] Neugebauer M. Measurements of the properties of solar wind plasma relevant to studies of its coronal sources, // Space Sci.Rev., 1982. V.33. P.127.

[7] Альвен Г., Фельтхаммар К.-Г. Космическая электродинамика, // М.:Мир. 1967.

[8] Арцимович Л., Сагдеев Р.З. Физика плазмы для физиков, // М.:Атомиздат, 1979.

[9] Rostoker G., Falthammar C.-G. Relationship between changes in the interplanetary magnetic field and variations in magnetic field at the Earth's surface, // J.Geophys.Res., 1967. У.12. P.5853.

[10] Russell С.Т., McPherron R.L., Burton R.K. On the cause of geomagnetic storms, // J.Geophys.Res., 1974. V.79. P.1105.

[11] Perreault P., Akasofu S.-J. A study of geomagnetic storms, // Geophys.J.R.Astr.Soc., 1978. N 54. P.547.

[12] Space Weather, Ed. by Paul Song, Howard J. Singer, and George L. Siscoe, // Geophysical Monograph Series, 2001. V.125.

[13] Solar Cycle and Space Weather, ESA SP-477, 2002.

[14] Труды конференции по физике солнечно-земных связей, Иркутск, 24-29 сентября 2001 г., ("Солнечно-земная физика". Вып. 2 (115), Иркутск. 2002).

[15] Eyni М., Steinitz R. A model for the interaction of solar wind streams. // Proc.COSPAR Symposium E, ed. Shea M.A., Smart D.F., Wu S.T., Tel Aviv 1977. P.101.

[16] Веселовский И.С. Об эволюции сильных неоднородностей в плазме солнечного ветра. // Геомагнетизм и аэрономия, 1978. Т.18. N1. С.З.

[17] Hernandez R., Marsch Е. Collisional time scales for temperature and velocity exchange between drifting Maxwellians, // J.Geophys.Res., 1985. V.90. N 11. P.11062.

[18] Яковлев О.И., Ефимов А.И., Рубцов С.Н. Динамика и турбулентность солнечного ветра в области его формирования по данным радиопросвечивания с применением аппаратов "Венера-15"и "Венера-16". // Космич. исслед., 1987. N 25. С.251.

[19] Marsch Е., Muhlhauser К.-Н., Rosenbauer Н., Schwenn R., Neubauer F.M. Solar wind helium ions: observation of the

Helios solar probes between 0.3 and 1 AU. // J.Geophys.Res. 1982. V.87. N 1. P.35.

[20] Hirshberg J., Bame S.J., Robbins D.E. Solar flares and solar wind helium enrichments: July 1965-July 1967. // Solar Phys. 1972. V.23. N 2. P.467.

[21] Ogilvie K.W. Helium abundance variations, // J.Geophys.Res. 1972. V.77. P.4227.

а

in the solar wind. // Solar Phys. 1973. V.30. P.207.

[23] Neugebauer M. Observation of solar wind helium, // Fundamentals of Cosmic Physics. 1981. N 7. P.131.

[24] Geiss J., Hirt P., Leutwyler H. On acceleration and motion of ions in corona and solar wind. // Solar Phys. 1970. N 12. P.458.

[25] Russell C.T., McPherron R.L. Semiannual variation of geomagnetic activity. // J.Geophys.Res. 1973. V.78. P.24.

[26] Gosling J. Т., McComas D. J., Phillips J. L. and Bame S. J. Geomagnetic activity associated with Earth passage of interplanetary shock disturbances and coronal mass ejections. // J.Geophys.Res. 1991. V.96. P.7831.

[27] Lindsay G.M., Russell C.T., Luhman J.G., Coronal mass ejection and stream interaction region characteristics and their potential geomagnetic effectiveness. // J.Geophys.Res. 1995. V.100. P.16999.

[28] Петрукович А.А., Климов С.И. Использование измерений солнечного ветра для анализа и прогноза геомагнитной активности. // Космич. исслед. 2000. Т.38. N 5. С.463.

Ротапринт ИКИ РАН 055(02)2 Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32

Подписано к печати 14.10.2002 Заказ Формат 70x108/32 Тираж 100 1,5 уч.-изд.л.

Введение

1 Обзор предшествующих теоретических и экспериментальных результатов исследований и постановка задачи

1.1 Солнечная атмосфера.

1.1.1 Крупномасштабная структура солнечной атмосферы

1.1.2 Химический и зарядовый состав ионной компоненты

1.2 Солнечный ветер

1.2.1 Образование солнечного ветра.

1.2.2 Динамика химического и зарядового состава

1.3 Измерения солнечного ветра.

1.3.1 Методы измерений.

1.3.2 Основные характеристики протонной компоненты.

1.3.3 Крупномасштабная структура солнечного ветра

1.3.4 Элементный и зарядовый составы ионной компоненты

1.3.5 Оценки температуры солнечной короны по наблюдениям тяжелых ионов солнечного ветра.

1.3.6 Массовые скорости ионных компонент.

1.3.7 Кинетические температуры ионных компонент.

1.4 Солнечно ~земные связи.

1.5 Постановка задачи исследований

2 Методика измерений и обработки данных

2.1 Условия проведения экспериментов.

2.2 Описание аппаратуры.

2.2.1 Электростатические анализаторы ионов без селекции по массе

2.2.2 Электростатические анализаторы с селекцией по массе ионов

2.2.3 Датчики интегрального потока

2.2.4 Энерго-масс-анализатор ионов.

2.3 Методика обработки дсшных.

2.3.1 Методика определения гидродинамических параметров ионных компонент солнечного ветра.

2.3.2 Методика определения параметров тяжелых ионов солнечного ветра

Сверхзвуковой поток плазмы, образующийся в результате постоянного расширения горячей солнечной короны в межпланетное пространство и заполняющий гелиосферу, получил название "солнечный ветер". И хотя прямые исследования солнечного ветра с помощью советских и американских космических аппаратов начались более 40 лет назад (на советской ракете ЛУНА 2 в 1959 г. [19, Грингауз и др., 1960] и на американских космических аппаратах Explorer 10 в 1961 г. [84, Bonetti et al., 1963] и Mariner 2 в 1962 г. [179, Neugebauer and Snyder, 1962]), всестороннее изучение солнечного ветра было и остается актуальным по целому ряду причин.

Прежде всего необходимо отметить, что теоретические основы нашего понимания процессов формирования и динамики солнечного ветра (в гидродинамическом приближении) были заложены Паркером в 1957 г. (см. например, [199, Parker, 1961]). Однако результаты прямых измерений магнитогидродинамических параметров солнечного ветра постоянно ставят новые вопросы, многие из которых остаются открытыми и по сей день. К ним прежде всего относятся физические механизмы, ответственные за нагрев основания короны до температур 1,5-2 млн. градусов и эффективную передачу энергии от короны к солнечному ветру, а также механизмы, обеспечивающие выход в межпланетное пространство ионов более тяжелых, чем протоны. Таким образом, измерения параметров солнечного ветра, изучение их изменчивости и взаимосвязей между ними способствуют лучшему пониманию фундаментальных вопросов физики солнечной (звездной) атмосферы.

Очень информативными оказались исследования отдельных ионных компонент солнечного ветра. Во-первых, массовый состав солнечного ветра не изменяется в межпланетной среде и поэтому дает непосредственную информацию о химическом составе солнечной атмосферы. Во-вторых, различные ионизационные состояния тяжелых ионов формируются в нижней короне, и при движении ионов в межпланетном пространстве их ионизационные состояния практически не изменяются. Следовательно степени ионизации тяжелых ионов солнечного ветра оказываются как бы "заморожены", и ионы солнечного ветра несут информацию об условиях в солнечной короне [69, 147, Вате et al., 1968; Hundhausen et al., 1968]. Таким образом, наблюдения в межпланетном пространстве массового и зарядового составов ионов солнечного ветра дают ценную информацию о солнечной атмосфере и вносят существенный вклад в физику Солнца [119, Geiss, 1985].

В отличие от химического и ионизационного составов гидродинамические параметры солнечного ветра претерпевают в межпланетном пространстве ряд динамических изменений (расширение, ускорение, генерация волн и взаимодействие с ними и др.). За счет малого содержания и большого разнообразия масс и зарядовых состояний ионы более тяжелые, чем протоны, могут рассматриваться как пробные частицы при изучении таких динамических процессов, и поэтому результаты изучения поведения как ОСНОВНЫХ (электронной и протонной) компонент, так и малых ионных составляющих солнечного ветра представляют большой интерес для физики плазмы вообще и физики солнечного ветра в частности [144, 176, Hundhausen, 1972; Neugebauer, 1982].

Хотя параметры солнечного ветра испытывают большие и быстрые вариации, было установлено, что на характерных масштабах от ~1 солнечного радиуса (70 тыс. км) до ~1 а.е. солнечный ветер структурирован (т.е. содержит распространяющиеся в межпланетном пространстве различающиеся между собой области (или типы течений), внутри которых параметры плазмы и межпланетного магнитного поля изменяются сравнительно мало), и его структура отражает крупномасштабную структуру солнечной короны. Некоторые типы течений могут образовываться уже в межпланетном пространстве при взаимодействии разных типов течений солнечного ветра, и масштабы этих областей как правило меньше, чем масштабы течений солнечного ветра^ связанные с крупномасштабной структурой солнечной короны. Детальное исследование крупномасштабных течений солнечного ветра и их сравнительный анализ позволяют получить информацию о физических процессах и в солнечном ветре, и в солнечной атмосфере при различных условиях, а также о процессах передачи воздействия от Солнца к Земле посредством различных типов течений солнечного ветра.

Помимо чисто научного интереса, наблюдения солнечного ветра представляют большое практическое значение, так как плазма солнечного ветра является основным агентом, с помощью которого активные процессы на Солнце оказывают влияние на состояние околоземного космического пространства и магнитосферы Земли. Изучение динамики геомагнитосферы необходимо для решения как научных, так и практических задач в области космонавтики, радиосвязи, метеорологии и климатологии и тех видов деятельности, которые существенно от них зависят, в частности сельского хозяйства, биологии и медицины. Этот аспект солнечно~земных связей^ названный в начале XX века выдающимся ученым А.Л.Чижевским "космической погодой", в последнее время заслуженно пользуется повышенным интересом как у научных работников, так и у представителей многих других специальностей (см. например, сборник статей "Space Weather"[229, 2001], а также труды двух конференций, п роходИ BTIT их в сентябре 2001 г.: международной конференции "Solar Cycle and Space Weather", Vico Equense, Италия [228] и Всероссийской конференции по "Физике Солнечно-Земных Связей", Иркутск [56]).

Целью работы является экспериментальное изучение физических процессов в плазме солнечного ветра, при этом основные акценты делаются на исследовании (1) процессов формирования и свойств крупномасштабных структур в солнечном ветре и их динамики, и (2) их связи с явлениями как в солнечной короне, так и в земной магнитосфере.

Новизна работы. В работе приводятся результаты. полученные на протяжении более 20 лет исследовании, большая часть которых в свое время была пионерской. К ним относятся (1) вариации химического и ионизационного состава солнечного ветра, (2) классификация типов течений солнечного ветра и определение соотношений между гидродинамическими параметрами протонов и а-частпц в различных условиях, (3) определение условий в солнечной короне в областях формирования различных типов течений солнечного ветра, (4) влияние различных типов солнечного ветра на состояние околоземного пространства.

Практическая И научная ценность работы. Полученные результаты о величинах и динамике температуры и химического состава солнечной короны, а также крупномасштабной структуре солнечного ветра, крайне важны для построения физических моделей солнечной атмосферы, в том числе и моделей формирования массового и зарядового составов солнечного ветра и его выхода в межпланетное пространство.

Полученные соотношения между гидродинамическими параметрами протонов и а-частпц солнечного ветра в различных условиях позволяют исследовать физические механизмы формирования солнечного ветра, динамики его крупномасштабных возмущений, а также механизмы, регулирующие сравнительное поведение различных ионных компонент при различных типах течений солнечного ветра.

Исследованные соотношения между параметрами межпланетной среды в различных типах течений солнечного ветра и геомагнитной активностью позволяют проследить цепочку механизмов, передающих воздействие от солнечных явлений к геомагнитным возмущениям, т.е. закладывают фундамент для практического решения задач программы "Космическая погода". Апробация работы.

Результаты, вошедшие в диссертацию^ были представлены в более, чем 100 докладах, на различных научных конференциях и семинарах внутри страны и за рубежом:

- на ассамблеях СОВРАН (26-й Тулуза, Франция, 1986, 27-й Эспоо, Финляндия, 1988, 28-й Гаага, Нидерланды, 1990, 30-й Гамбург, Германия, 1994, 31-й Бирмингем, Великобритания, 1996, 32-й Нагойя, Япония, 1998, 33-й Вар-тттава. Польша, 2000);

- на ассамблеях 1.\(!.\ (4-й Эдинбург, Великобритания, 1981, 5-й Прага, ЧССР, 1985, 6-й Эксетер, Великобритания, 1989, 7-й Буэнос Айрес, Аргентина, 1993, 8-й Уппсала, Швеция, 1997, 9-й Ханой, Вьетнам, 2001);

- на симпозиумах КС Я (17-й Эдинбург, Великобритания, 1992, 18-й Вейсбаден, Германия, 1993, 19-й Гренобль, Франция, 1994, 20-й Гамбург, Германия, 1995, 21-й Гаага, Нидерланды, 1996, 22-й Вена, Австрия, 1997, 23-й Ницца, Франция, 1998, 24-й Гаага, Нидерланды, 1999, 25-й Ницца, Франция, 2000, 26-й Ницца, Франция, 2001, 27-й Ницца, Франция, 2002);

- на симпозиумах АС11 (осенний Сан-Франциско, 1996, весенний Балтимор,

1997, осенний Сан-Франциско, 1998, весенний Бостон, 1999, осбннии Сан-Франциско, 1999, ввсбннии Вашингтон, 2000, осенний Сан-Франциско, 2000);

- на симпозиумах ESLAB (26-й Килларни, Ирландия, 1992, 27-й Нордвайк, Нидерланды, 1997);

- на симпозиумах Solar Wind (7-й Гослар, Германия, 1991, 8-й Дана Пойнт, США, 1995, 9-й Нантукет, США, 1998);

- на симпозиумах SOHO (1-й Аннаполис, США, 1992, 2-й Марциана Марина, Италия,1993, 3-й Истес Парк, США, 1994);

- на симпозиумах ICS (3-й Версаль, Франция, 1996, 5-й Санкт-Петербург, Россия, 2000);

- на симпозиумах Геокосмос (2-й, Санкт-Петербург, Россия, 1998, 3-й, Санкт-Петербург, Россия, 2000);

- на симпозиумах ИНТЕРБОЛ (Тулуза, Франция, 1997, Хельсинки, Финляндия, 1998, Кошице, Словакия, 1998, Звенигород, Россия, 1999, Киев, Украина, 2000, Польша, 2001, София, Болгария, 2002);

- на симпозиумах КАПГ (4-й Львов, СССР, 1983, 5-й Самарканд, СССР, 1989);

- на симпозиуме SCOSTEP (Иркутск, СССР, 1985);

- на коллоквиуме COSPAR (Варшава, Польша, 1989);

- на симпозиуме SOLTIP (Либлице, ЧССР, 1991);

- на симпозиуме NSO (16-й Санспот, США, 1995);

- на AGU Chapman Conference (Лонавала, Индия, 2001);

- на симпозиуме SOLSPA (Вико Екуенс, Италия, 2001) и на некоторых других, а также на семинарах ИКИ, ИЗМИРАН, НИИЯФ МГУ, СибИЗМИР, СПбУ, Al I ЧСАН (Прага, ЧССР), Карлов Университет (Прага, Чехия), UCLA (Лос-Анджелес, США), MIT (Бостон, США), ISAS (Токио, Япония), DARA (Берлин, Германия).

Объем И структура работы. Диссертация состоит из введения, 6 глав, заключения и списка литературы, содержит 306 страниц машинописного текста (включая 116 рисунков, 30 таблиц и библиографию из 263 наименований), подготовленного в текстовом редакторе ТеХ.

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Развито новое научное направление - исследование физических свойств отдельных крупномасштабных (0,01 - 1 а.е.) структур (типов течений) солнечного ветра, а также их связи с солнечной атмосферой и земной магнитосферой.

2. Показано, что для идентификации типов течений солнечного ветра по набору данных из минимального числа параметров достаточно определить скорость, концентрацию, относительное содержание а-частиц па/пр и отношение теплового давления к магнитному давлению (параметра в = пкТр/(Б2/8п), так как в четырехмерном пространстве эти параметры для различных типов течений солнечного ветра занимают 5 определенных областей, которые практически не пересекаются. Эти пять областей отражают происхождение различных типов течений и могут быть однозначно сопоставлены с известной структурой солнечной короны и гелиосферы:

• гелиосферный токовый слой (НСЭ), поля (из стримеров - СЭ), дыр 011). солнечной короне и гелиосфере (СГО), магнитные облака).

3. Сравнение поведения параметров в разных течениях солнечного ветра а в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются а в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в НСЭ и в течениях из корональных стримеров.

4. Получено, что среднее содержание тя^келых ионов в медленных и среднеекороетных (vp < 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет: для гелия (3, 0 ± 2, 8)Т0-2 (в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5,4 ± 3,9)' 10-2), для кислорода (6, 8 ± 5,6)'10-4, для кремния (8, 6 ± 8, 2)'10-5 и для железа (5, 5 ± 4, 9)'10-5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.

5. На временных масштабах от ~ 1 часа до ~ 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений). Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоростных (vp < 450 км/с) течениях солнечного ветра составляет для ионов кислорода (2, 9± 0,6)'106K, для ионов кремния (1, 7± 0, 3)'106K и для ионов железа (1, 6 ± 0, 2)'106K.

6. Показано, что независимо от типа солнечного ветра, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в GSM системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1 - 3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются (1) за ударной волной, как изолированной, так и связанной с магнитным облаком или CIR, (2) в области сжатия непосредственно перед телом магнитным облаком и в СП! и (3) в теле магнитного облака.

7. Полученные корреляции показывают, что выбросы корональнои массы и сильные солнечные вспышки лишь в 30-40% случаев приводят к геоэффективным возмущениям межпланетной среды, которые вызывают геомагнитные бури. Указанная корреляция находится на уровне случайных процессов, и для ее повышения необходимо проводить дополнительную селекцию солнечных возмущений, чтобы использовать в решении задач "космической погоды".

Заключение

В настоящей работе описываются результаты изучения крупномасштабной структуры и динамики солнечного ветра по измерениям на спутниках Прогноз 7 (ноябрь 1978 г.), Прогноз 8, Прогноз 10 (проект "Интершок") и Прогнозы 11, 12 (Хвостовой и Авроральный зонды проекта "Интербол"). Полученные результаты были также сопоставлены со структурами и явлениями как в солнечной атмосфере, так и в магнитосфере Земли. Здесь мы кратко суммируем основные выводы.

1. Аппаратура, методика измерений и обработки данных

Предложенные физические принципы измерений и технические решения по изготовлению научной аппаратуры, а также методы обработки и анализа результатов измерений (см. главу 2) позволили провести исследование различных параметров солнечного ветра и успешно решить научные задачи, стоявшие перед экспериментами (см. раздел 1.5).

2. Средние характеристики солнечного ветра

Благодаря анализу данных о "среднем" солнечном ветре (т.е. без селекции данных по типам течений СВ) в работе были отчасти подтверждены ранее полученные в других космических экспериментах результаты, но в то же время, благодаря раздельным масс-спектрометрическим измерениям а-частиц и протонов, получены новые результаты, главным образом по относительному поведению а-частиц и протонов.

1. Средние значения основных гидродинамических параметров солнечного ветра хорошо согласуются с картиной их долгопериодических вариаций в цикле солнечной активности. В частности, подтверждается возрастание относительного содержания гелия на фазе роста солнечной активности.

2. Относительная концентрация а-частиц па/пр в среднем уменьшается от ~6% до ~3% при увеличении величины потока солнечного ветра от ~ Г108 до ~ 10'108см"2с-1.

3. Период наблюдений на спутнике Прогноз 7 пришелся на фазу роста в цикле солнечной активности и характеризуется необычным повышением концентрации ионов в высокоскоростных (ьр > 550 км/с) течениях солнечного ветра. В этом же диапазоне скоростей солнечного ветра наблюдается уменьшение относительной концентрации а-частиц па/пр и разности скоростей ьа — ьр а-частиц и протонов. Это согласуется с предсказаниями модели эволюции возмущений плотности и скорости солнечного ветра [101, 13, Еуш апс1 ЯичиН/. 1977; Веселовский, 1978], из которой следует, что при взаимодействии быстрого течения с более низким относительным содержанием гелия и медленного течения с более высоким относительным содержанием гелия может наблюдаться солнечный ветер, у которого средняя скорость a-частиц меньше средней скорости протонов.

4. Разность скоростей va — vp и отношение температур Ta/Tp в среднем возрастают, соответственно, от ~-5 км/с до ~+Ю км/с и от ~1.5 до ~5 при увеличении величины альвеновской скорости от ~25 до ~75 км/с, при этом в указанном интервале va данные могут быть аппроксимированы следующими выражениями: va — vp [км/с] = (0.26 ± 0.13) va [км/с] —(9.5 ± 1.1) и lgTa/Tp = (0.51 ± 0.08) lgvA [км/с] —(0.31 ± 0.05). При увеличении альвеновской скорости от ~75 до ~100 км/с вели чина va — vp имеет тенденцию к уменьшению, a Ta/Tp остается на уровне ~5.

5. В целом отношение температур Ta/Tp коррелирует с модулем разности скоростей va—vp a-частиц и протонов. Зависимость отношения температур Ta/Tp от относительной разности скоростей X = (va — vp)/wT , где wT -средняя тепловая скорость, отличается для солнечного ветра с разным содержанием a-частиц: для na/np < 0.02 величина Ta/Tp возрастает от ~1.5 до ~4.5 при увеличении параметра X от ~-1 до ~+1, для 0.02 < na/np < 0.05 Ta /^возрастает от ~2 до ~6.5 при увелич ении X от ~-1 до ~+1 и для na/np > 0.05 Ta/Tp уменьшаетея от ~7 до ~4 при увеличении X от ^^^ до ~0 и ^^^^стает от ^4 до ~10 ^^и ^мличении X от ~0 до ~1.0. Полученные результаты не вполне согласуются с предсказаниями модели [134, Hernandez and Marsch, 1985] и имеют более сложный характер.

6. Совокупность экспериментальных данных позволяет предложить следующий сценарий возникновения отклонения от термодинамического равновесия различных ионных компонент солнечного ветра. На гелиоцентрических расстояниях 10-25 R0, где по результатам радиопросвечивания наблюдается сильная неоднородность параметров плазмы [61, Яковлев и др., 1987], происходит перемешивание разноскоростных течений плазмы с различным относительным содержанием малых ионных составляющих, в результате образуются течения с неравновесными переносными скоростями [101, 13, Eyni and Steinitz, 1977; Веселовский, 1978]. В среднем в более быстрых течениях солнечного ветра наблюдается более высокое содержание гелия, поэтому в солнечном ветре в a протонов. Наряду с этим механизмом могут действовать и известные механизмы преимущественного ускорения малых ионных составляющих при их взаимодействии с волнами. За счет энергии, заключенной в разности переносных скоростей компонент, происходит наблюдаемое в экспериментах на космических аппаратах Helios [165, Marsch et al., 1982] увеличение отношения температур Ta/Tp и уменьшение разности скоростей va — vp с возрастанием гелиоцентрического расстояния. Под действием кулоновских столкновений ионов происходит выравнивание переносных скоростей и кинетических температур различных ионных компонент солнечного ветра. Получены оценки, согласно которым выравнивание скоростей и температур ионных компонент происходит в среднем на гелиоцентрических расстояниях 7 и 20 а.е., соответственно.

В то же время ряд экспериментов дал противоречивые результаты. Например, данные космических экспериментов Vela 3 [136, Hirshberg et al., 1972], Eplorer 34, 43 [185, Ogilvie, 1972], Heos 1 [167, Moreno and Palmiotto, 1973], OGO 5 [174, Neugebauer., 1981] и Прогноз 1 в области небольших потоков (1 — 3)'108 см-2 с-1 демонстрируют разные зависимости относительного содержания a-частиц na/np от величины потока солнечного ветра nvp. Исходя из этого была поставлена задача исследовать эти зависимости раздельно в каждом типе течений солнечного ветра. Для этого сначала было необходимо разработать методику селекции солнечного ветра по крупномасштабным структурам (или типам течений) на основе имеющихся измерений, и эта задача была успешно решена.

3. Крупномасштабная структура солнечного ветра

Результаты селективных измерений параметров протонов и a-частиц солнечного ветра, а также межпланетного магнитного поля на спутнике Прогноз 7, представленные в виде 4-мерных зависимостей от переносной скорости vp, концентрации n, параметра в и относительного содержания гелия na/np солнечного ветра^ позволили выделить пять основных различных областей, соответствующих различным типам течений:

• область 1 характеризуется низкой скоростью (vp = 300 - 420 км/с) и высокой концентрацией (n = 15 - 50 см-3), отношением теплового давления к магнитному в > 1 и низкими значениями температуры протонов, относительного содержания гелия и модуля магнитного поля,

• vp = и средней концентрацией (n = 2 - 20 см-3), значения ми в < 1 низкими температурой и относительным содержанием гелия и средним магнитным полем,

• vp = км/с) и средней концентрацией (n = 2 - 30 см-3), значениями в < 1 средними температурой и магнитным полем и высоким содержанием гелия,

• vp = средней концентрацией (n = 3 - 30 см-3), значения ми в ~ 1 высокими значениями температуры и магнитного поля, низким содержанием гелия,

• vp = средней концентрацией (и = 5 - 30 см-3), значения ми в < 1 средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия.

Величина и различный характер поведения указанных параметров позволяют сопоставить эти пять областей с известном крупномасштабной структурой солнечной короны и ее динамикой:

1. гелиосферный токовый слой (НСЭ),

2. потоки из областей с замкнутыми линиями коронального магнитного поля (из стримеров - СЭ),

3. потоки из областей с открытым магнитным полем (из корональных дыр -СН)

4. солнечный ветер, возмущенный нестационарными явлениями в солнечной короне и межпланетной среде (С1Н),

5. магнитное облако (течение плазмы, содержащее выброшенное из солнечной короны вещество).

Проведенная селекция по типам солнечного ветра позволила получить распределения параметров и их соотношения в разных типах солнечного ветра, а также сделать заключения о физических условиях в области их формирования на Оолнце.

Кроме того была обнаружена область 6, которая характеризуется низкой скоростью (ур = 300 - 400 км/с) и крайне низкой концентрацией (и = 0,1 - 1,0 см-3), значения ми в < 1, средними значениями температуры и высокими значениями магнитного поля и содержания гелия. К сожалению малая статистика наблюдений данного типа солнечного ветра не позволила подробно исследовать его свойства, как это было сделано для остальных типов течений солнечного ветра.

4. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в различиях потоков массы, импульса и энергии

1. Средний поток массы иур уменьшается с увеличением переносной скорости в стационарных течениях солнечного ветра: от 10,5Т08 в НСЭ до 3,4Т08 и 2,7'108 частиц/см2с в течениях из корональных стримеров и корональных дыр , соответственно, о возмутценных течениях поток массы составляет 3,1Т08 в МС и 4,2Т08 частиц/см2с в С1Н. Учитывая длительность и частоту появления разных типов течений, измерения показывают, что солнечные потери массы почти равны в разных стационарных течениях и в ^ 5 раз выше, чем в возмущенных типах течений.

2. Средние потоки импульса пур равны в стационарных течениях солнечного ветра из корональных стримеров и дыр (2, Г10-8 дин/см2 с) и возрастают до 2, 6' 10-8 дин/см2с в МС, 3, 7'10-8 дин/см2с в С1Н и 6, 3' 10-8 дин/см2с в НСЭ.

3. Средние потоки кинетической и тепловой энергии, 0,5птьр) и пкТрУр в возмущенных типах течений и в НСЭ в 2 - 3 раза выше, чем в стационарных течениях. Тем не менее, потери энергии в течениях из корональных дыр в 2 - 5 раз вышб^ чем в НОЭ и в возмущенных типах течений, и в 1,5 - 2 раза выше, чем течениях из корональных стримеров.

4. Наибольшие отношения теплового давления к магнитному в = пкТр/(В2/8п) наблюдаются в НСЯ 2), а наименьшие отношения - в МС 0, 3). В других типах течений параметр в составляет от 0,5 до 1,0. а может превышать обычные ошибки измерений и оценки параметров, и поэтому его необходимо учитывать при изучении этих течений.

5. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в а а могут быть сделаны следующие выводы!

1. Относительное содержание гелия па/пр коррелирует со скоростью солнечного ветра Ур в НСЯ, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, и антикоррелирует в СШ и в МС.

2. Относительное содержание гелия па/пр коррелирует с величиной потока пур и плотностью солнечного ветра п в течениях из корональных дыр и в СШ и антикоррелирует в НСЭ и в течениях из корональных стримеров и в МС. Тем самым подтверждается предположение [121, Се1зз, 1970] о важной роли основного, протонного, потока солнечного ветра на вытягивание малых ионных составляющих в ме^кпланетное пространство только из корональных дыр.

3. Различия в зависимости относительного содержания гелия па/пр от величины потока пур и плотности солнечного ветра п в течениях из корональных дыр и из корональных стримеров показывают, что условия и/или механизмы формирования солнечного ветра в этих областях солнечной короны отличаются друг от друга.

4. Разности скоростей а-частиц и протонов Уа—Ур коррелируют со скоростью солнечного ветра Ур и альвеновской скор остью Ул в НСЯ, в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но отношение кинетических температур Та/Тр коррелирует только в НСЭ и в течениях из корональных стримеров и сохраняется приблизительно постоянным в течениях из корональных дыр.

5. Отношение кинетических температур коррелирует с разностью скоростей в НСЭ, в течениях из корональных стримеров, а также коррелирует с абсолютной величиной разности скоростей в течениях из корональных

6. Процессы ускорения а-частнц, по-видимому, близки друг другу в течениях из корональных стримеров и корональных дыр и отличаются в НСЭ.

7. В отличие от ускорения, процессы нагрева а-частнц отличаются в течениях из корональных стримеров и корональных дыр, но они могут быть одинаковыми в НСЭ и в течениях из корональных стримеров.

6. Проявление крупномасштабной структуры солнечного ветра в поведении химического состава и ионизационной температуры в относительно медленных типах течений СВ

О поведении тяжелых ионов и их параметров были получены следующие результаты:

1. Тяжелые ионы наблюдаются в ^ 90% времени, когда условия в солнечном ветре позволяют измерять методом энерго-анализа малые ионные составляющие, такие условия выполняются в течениях типа Ш8(С8), ]МСБЕ(НС8) и НАЕ(СН) и составляют ~ 1/3 полного времени наблюдений в солнечном ветре.

2. На временных масштабах от ~ 1 часа до ~ 1 суток вариации ионизационных температур не превышают 30% (точность метода измерений).

3. Средняя величина ионизационных температур в медленных и среднескоро-стных (ур < 450 км/с) течениях солнечного ветра составляет для ионов кислорода (2, 9 ± 0, 6)Т06К, для ионов кремния (1, 7 ± 0, 3)Т06К и для ионов железа (1, 6 ± 0, 2)'106К.

4. Вариации среднечасовых значений потоков малых ионных составляющих в несколько раз превышают неопределенность их оценок (~ 60 — 80%) и примерно одинаковы для разных тяжелых ионов. Временная характеристика изменчивости потоков тяжелых ионов, оцененная по времени спада автокорреляционной функции, составляет в среднем ~ 1-3 часа.

5. На временных масштабах ~ 1 суток содержание ионов гелия, кислорода, кремния и железа уменьшается с ростом полной концентрации (или величины потока) ионов солнечного ветра и изменяется пропорционально для всех малых ионных составляющих. Такое поведение содержания, по-видимому, является результатом суммарного действия двух механизмов: диффузии ионов поперек замкнутых силовых линий коронального магнитного поля (в области коронального стримера) и гидродинамического обтекания этой области высокоскоростными потоками плазмы из областей с открытой конфигурацией коронального магнитного поля.

6. Событие типа НАЕ (с высоким содержанием малых ионных составляютцих) может быть вызвано ускорением плазмы с низких высот в корональной дыре или инжекцией корональной массы в области стримера.

7. Среднее содержание тяжелых ионов в медленных и среднескоростных (ьр < 450 км/с) течениях солнечного ветра относительно протонов составляет для гелия (3,0 ± 2,8)Т0-2 (в среднем по всему интервалу наблюдений оно составило (5, 4±3, 9)Т0-2), для кислорода (6, 8±5, 6)Т0-4, для кремния (8,6 ± 8, 2)Т0-5 и для железа (5,5 ± 4, 9)'10-5, при этом в зависимости от типа течения (в частности, от полной концентрации ионов) содержание может измениться примерно в 3 раза по сравнению со средним. Среднее содержание тяжелых ионов солнечного ветра близко к их содержанию в солнечной короне.

8. В одном из периодов наблюдений методом энерго-масс-анализа (30 апреля 1985 г.) зарегистрировано высокое содержание в солнечном ветре ионов Ие+, которые относительно ионов Ие++ составил и (1,0 ± 0,4)Т03, при этом были зарегистрированы и обычно наблюдаемые в солнечном ветре многократно ионизованные ионы кислорода, кремния и железа, содержание и зарядовое состояние которых близки к средним значениям этих параметров (содержание и(Ие)/и(И) = (7 ± 2)Т0-2, и(0)/и(И) = (4, 7 ± 1,6)'10-4, и(Бг)/и(И) = (3, 7 ± 1, 6)'10-5 и и(Бе)/и(И) = (3 ± 1)Т0-5, ионизационная температура Т(0) = (2, 4 ± 0, 4)Т06К, Т(Б г) = (2, 0 ± 0, 2)'106К и Т(Бе) = (1, 8 ± 0,1)Т06К). Кинетические температуры всех ионов были близкими и составили ~ 5' 104К. Совокупность экспериментальных данных позволяет предположить, что ионы Ие+ из холодной хромосферы вышли в межпланетное пространство без дополнительной ионизации во время мощного выброса корональной массы, породившего поток солнечного ветра с высокой концентрацией ионов (~ 70 см-3).

7. Геоэффективность солнечных и межпланетных событий

Анализ 25 -летних рядов наблюдений Солнца, солнечного ветра и магнитосферных возмущений подтвердил некоторые из ранее обнаруженных эффектов, таких как корреляция числа солнечных пятен с числом солнечных вспышек и числом магнитных бурь на Земле, а также эффект КиввеИ-МсРЬеггоп [209] т.е. преимущественное возбуждение магнитных бурь в весенние и осенние месяцы года. Однако представленные нами данные о связи солнечных, межпланетных и магнитосферных возмущений содержат также и новые результаты.

1. Обнаруженная геоэффективность сильных солнечных вспышек мо^кет быть частично или полностью отнесена на счет случайных процессов. В пользу последнего свидетельствует отсутствие корреляции между классом солнечной вспышки и силой магнитной бури (см. Рис. 6.11). Геоэффективность опубликованных СМЕ выше (в том числе и выше полученного порога для случайных процессов), однако наш анализ га. ю-СМЕ по наблюдениям на КА SOHO за 5 лет привел к заключению, что их эффективность ниже, чем у сильных солнечных вспышек. Отметим, что полученные здесь оценки геоэффективности вспышек и СМЕ также крайне низки для использования в предсказаниях "космической погоды" так как очень велик процент ложных предсказаний. Единственный способ ПОВЫСИТЬ эффективность методики предсказания - это научиться селектировать солнечные события по дополнительным признакам, приводящим к отбрасыванию событий, не обладающих достаточной геоэффективностью. Также важно прогнозировать динамику движения геоэффективного солнечного явления в межпланетной среде, чтобы, с одной стороны, оценить вероятность его попадания в магнитосферу Земли, а с другой стороны, предсказать достаточно точное время распространения от Солнца до Земли.

2. Основными межпланетными источниками средних и сильных магнитных бурь являются МС и CIR, каждый из которых составляют по ~1/3 от всех геоэффективных типов СВ, при этом по сравнению со средними бурями доля сильных бурь от МС возрастает и достигает половину всех геоэффективных типов СВ, число бурь от CIR практически не изменяется, а от других типов СВ заметно падает. Наш результат по корреляции магнитных бурь и МС хорошо согласуется с аналогичными данными работы [129, Gosling et al., 1991]. Определенная нами зависимость доли магнитных бурь, возбужденных МС (также как и CIR), от фазы солнечного цикла имеет два максимума за цикл. При этом кривые для бурь от МС и от CIR изменяются в противофазе. В целом же полученная нами зависимость имеет более сложный характер и иследована на протяжении более длинного периода, чем в работе [160, Lindsay et al., 1995].

3. Независимо от типа СВ, приведшего к магнитосферной буре, в межпланетной среде практически всегда наблюдается южная компонента ММП (в GSM системе координат) величиной от -5 до -15 нТ и длительностью от 1-3 и более часов. Интервалы южной компоненты ММП чаще всего наблюдаются (1) за ударной волной, как изолированной, так и связанной с МС или CIR, (2) в области сжатия непосредственно перед телом МС и в СП! и (3) в теле МС. Хотя модели предсказания геомагнитных возмущений на основе измерений СВ и ММП в реальном масштабе времени в передней либрационной точке (например, на космических аппаратах Wind (1994) и АСЕ (1997)) носят краткосрочный характер (около получаса), их надежность удовлетворяет практическим критериям [51, Петрукович и Климов, 2000].

8. Отклик магнитосферы Земли на магнитные облака и "слабый" солнечный ветер

Представленные результаты анализа взаимодействия магнитных облаков и "слабого" (с низкой концентрацией) солнечного ветра с земной магнитосферой по данным спутников ИНТЕРБОЛ-1,2 позволяют сделать несколько выводов об отклике магнитосферы на такого рода воздействия.

1. Геоэффективность магнитных облаков, по-видимому, зависит от величины изменения параметров в магнитном облаке. При малых, средних или умеренно больших вариациях параметров плазмы и магнитного поля в облаке реакция магнитосферы такая же, как и при подобного рода изменениях в межпланетном пространстве в отсутствии магнитных облаков, и сильно зависит от предыстории межпланетного магнитного поля:

- после длительного поступления энергии в магнитосферу (при южной ориентации ММП) практически все изменения в давлении солнечного ветра или величине и ориентации ММП могут привести к авроральным активациям, суббурям и магнитным бурям;

- при длительной северной ориентации ММП практически все изменения параметров магнитного облака негеоэффективны и не оказывают заметного влияния на состояние магнитосферы и на геомагнитное поле.

2. Экстремально большие скачки параметров в магнитных облаках (в основном вблизи их границ - ударные волны, передние и задние фронты) могут приводить к необычному поведению магнитосферы:

- сильным и довольно сложным сжатию и деформации (с большим и непропорциональным смещением границ) магнитосферы относительно обычного положения,

- крупномасштабному колебанию структур геомагнитного хвоста относительно спутника,

- развитию возмущений в плазменном слое, которые приводят к ускорению ионов и электронов и их инжекциям в области полярной шапки.

3. Магнитные облака, вызывающие большое число полярных возмущений, включая суббури, как правило сопровождаются более сильными глобальными возмущениями типа магнитных бурь.

4. Событие с сильным падением плотности в солнечном ветре 10-12 мая 1999 г. не вызвало заметного изменения геомагнитных индексов, хотя и наблюдалось сильное увеличение размеров магнитосферы.

5. Поведение магнитосферы Земли при экстремальных условиях в межпла-нбтнои среде, наблюдаемых при приходе магнитных облаков, плохо согласуется с существующими статистическими моделями, недостаточно подробно изучено и требует дальнейших исследований.

1. Аванов Л.А., Застенкер Г.Н., Вайсберг О.Л., Ермолаев К).И. Наблюдение мелкомасштабной структуры солнечного ветра на фронте резкого возрастания скорости потока плазмы. - Космич. Исслед., т.22, N 5, с.774, 1984.

2. Альвен Г., Фельтхаммар К.-Г. Космическая электродинамика, М.:Мир, 1967.

3. Боярский М.Н., Застенкер Г. Н., Павлов В.П., Прохоренко В.П., Смирнов В.Н., Шейхет А.П., Эйсмонт H.A. Динамика движения спутника и моделирование ситуаций в проекте ИНТЕРШОК. Космич. Исслед., т.24, N 2, с.200, 1986.

4. Вайсберг О.Л., Журина Л.С., Коваленко В.Г. и др. Многоканальный модульный спектрометр электронов и протонов малых энергий. Приборы и техника эксперимента, N 6, с.42, 1971.

5. Вайсберг О.Л., Ермолаев К).И., Застенкер Г.Н., Омельченко А.Н. Наблюдения тяжелых ионов в солнечном ветре по данным спутника "Прогноз-7". Космич. Исслед., т.18, N 5, с.761, 1980.

6. Вайсберг О.Л., Ермолаев К).И., Застенкер Г.Н., Омельченко А.Н. Потоки тяжелых ионов в солнечном ветре и их использование для диагностики солнечной короны. В кн.: Исследование солнечной активности и космическая система "Прогноз", М.: Наука, с.73, 1984.

7. Вайсберг О.Л., Застенкер Г.Н., Смирнов В.Н., Немечек 3., Шафранкова Я., Аванов Л.А., Колесникова Е.И. Динамика функции распределения ионов вблизи фронта околоземной ударной волны (II.Y. 1985 г.).- Космич. Исслед., т.24, N 2, с.166, 1986.

8. Веселовский И.С. Об эволюции сильных неоднородностей в плазме солнечного ветра. Геомагнетизм и Аэрономия, т.18, N1, с.З, 1978.

9. Веселовский И.С. Физика межпланетной плазмы. Итоги науки и техники. Исследование космического пространства, M.:BI II II I I I I. т. 22, 1984.

10. Гаврилова Е.А., Ерошенко Е.Г., Стяжкин В.А., Эйсмонт H.A., Данов К., Петров П. Визуализация магнитных измерений на спутнике "Прогноз-7". Препринт Пр-1064, М.:ИКИ АН СССР, 1986.

11. Гальперин К).И., Горн Л.С., Хазанов Б.И. Измерение радиации в космосе, М.: Атомиздат, 1972.

12. Гартманов В.Н., Коган В.Т., Кошевенко Б.В., Павлов А.К. Масс-спектрометр. Авторское свидетельство СССР N 1061193, бюлл. N 46, 1983.

13. Гартманов В.Н., Коган В.Т., Кошевенко Б.В., Павлов А.К., Харченко A.A., Чичагов Ю.В. Масс-спектрометры для исследования состава солнечного ветра. Научное космическое приборостроение, N 4, М.:Металлургия, с.63, 1985.

14. Ермолаев К).И. Поведение кинетических параметров протонов и а-частиц в зависимости от скорости солнечного ветра. Космич. Исслед., т.24, N 5, с.725, 1986.

15. Ермолаев К).И. Крупномасштабные характеристики ионной компоненты солнечного ветра по результатам наблюдений на космических аппаратах. Препринт Пр-1281, М.:ИКИ АН СССР, 1987.

16. Ермолаев К).И. Экспериментальное изучение малых составляющих ионной компоненты солнечного ветра, дисс. на соискание степени к.ф.-м.н., IIKII АН СССР, 1988.

17. Ермолаев К).И. Новый подход к изучению крупномасштабной структуры солнечной короны по измерениям параметров солнечного ветра. Космич. Исслед., т.28, N6, с.89, 1990.

18. Ермолаев К).И. Наблюдения ионов в солнечном ветре. Космич. Исслед., т.32, N1, с.93-125, 1994.

19. Ермолаев К).И. Скорости и температуры протонов и альфа-частиц в разных типах течений солнечного ветра. Космич. Исслед., т.ЗЗ, N 4, с.381, 1995.

20. Ермолаев К).П., Ермолаев М.Ю. О некоторых статистических взаимосвязях солнечных^ мс^кпланстных игеомагнитосферных возмущений в период 1976-2000 гг. Космич. Исслед., т.40, N1, 2002.

21. Ермолаев К).П., Застенкер Г.Н. Динамика потоков тяжелых ионов солнечного ветра и некоторых характеристик солнечной короны. -Космич. Исслед., т.28, N 1, с.103, 1990.

22. Ермолаев К).И., Ступин В.В. Связь относительного содержания гелия с условиями в солнечном ветре по измерениям на спутнике "Прогноз-7". -Космич. Исслед., т.28, N 4, с.571, 1990.

23. Ермолаев К).П., Ступин В.В. Потоки энергии, импульса и массы из Солнцав разных типах течений солнечного ветра по наблюдениям на спутнике "Прогноз-7". Космич. Исслед., т.ЗО, N 6, с.833, 1992.

24. Ермолаев К).П., Журавлев В.П., Застенкер Г.Н. и др. Наблюдения однократно ионизованного гелия в солнечном ветре, Космич. Исслед., т.27, N5, с.717, 1989.

25. Ермолаев К).И., Ступин В.В., Застенкер Г.Н., Хамитов Г.П., Козак И. Вариации гидродинамических параметров протонов и а-частпц солнечного ветра по измерениям на спутнике Прогноз-7. Космич. Исслед., т.28, N 2, с.218- 225, 1990.

26. Ермолаев К).П., Застенкер Г.Н., Николаева Н.С. Реакция магнитосферы Земли на события в солнечном ветре по данным проекта ИНТЕРБОЛ. -Космич. Исслед., т.38, N 6, с.563-576, 2000.

27. Застенкер Г.Н., Лейбов A.B., Ермолаев К).И., Наместник С.Г., Орлов В.Г., Бедриков А.Г., Немечек 3., Шафранкова Я. Устройство относительной калибровки электростатических анализаторов. Авторское свидетельство СССР N 1032934, бюлл. N 45, с.295, 1985.

28. Зерцалов A.A., Боске /K.M. Дюстон К. и др. Некоторые результаты измерений а-компоненты солнечного ветра на спутнике "Прогноз". -Космич. Исслед., т. 14, N 3, с.463, 1976.

29. Зерцалов A.A., Вайсберг О.Л., Темный В.В. Характеристики протонной и а-компонент солнечного ветра после прохождения межпланетных ударных волн по наблюдению на спутнике "Прогноз" 15 и 30.V. 1972 г. Космич. Исслед., г. I I. N 2, с.257, 1976.

30. Иванов K.P. Солнечные источники потоков межпланетной плазмы на орбите Земли, Геомагнетизм и аэрономия, т.36, No.2, 195, 1996.

31. Карачевский В.Н., Кульков С.Д., Нариманов Г.С., Овсиенко Ф.М. Автоматическая станция "Прогноз". Исследование солнечной активности и космическая система "Прогноз", М.:Наука, 206 е., 1984.

32. Карманов В.Г. Математическое программирование. М.:Наука, 148 е., 1975.

33. Климатов A.A., Коваленко В.Г. Узел детектирования ионов с использованием селектора скоростей. Вопросы атомной науки и техники. Сер. Ядерное приборостроение, N 24, М.:Атомиздат, с.47, 1974.

34. Коваленко В.А. Солнечный ветер. М.:Наука, 1983

35. Кочаров Г.Е., Гартманов В.Н., Коган В.Т., Кошевенко Б.В., Павлов А.К., Харченко A.A., Чичагов Ю.В. Эксперимент по определению ионного состава солнечного ветра. Энергичные частицы и фотоны солнечных вспышек, Л.: Изд-во ЛИЯФ, с.104, 1984.

36. Кузнецов С.Н., Суворова А.Н. Форма магнитопаузы вблизи геостационарной орбиты, Геомагнетизм и аэрономия, т.37, N 3, с.1, 1997.

37. Николаева Н.С., Застенкер Г.Н., Ноздрачев М.Н. и др. Анализ положений и движений магнитопаузы во время прихода к Земле магнитного облака 10 и 11 января 1997 г., Космич. Исслед., т.36, N 6, с.564, 1998.

38. Омельченко А.Н. Плазменные процессы в пограничных областях геомагнитосферы. Диссертация на соискание ученой степени к. ф.-м. н., М.:ИКИ АН СССР, 1987.

39. Петрукович A.A., Климов С.И. Использование измерений солнечного ветра для анализа и прогноза геомагнитной активности, Космич. Исслед. т.38, N 5, с.463, 2000.

40. Потоки энергии Солнца и его изменения, под ред. О.Уайта, М.:Мир, 1977.

41. Прохоренко В.И. Ситуационный анализ орбит станций "Прогноз". -Исследование солнечной активности и космическая система "Прогноз", М.:Наука, 214 е., 1984.

42. Романов С.А. Влияние характеристик анализаторов заряженных частиц на результаты измерений параметров солнечного ветра. Препринт Пр-211, М.:ИКИ АН СССР, 1975.

43. Усманов A.B. Магнитогидродинамические модели солнечного ветра. Диссертация на соискание ученой степени д.ф.-м.н., Санкт-Петербург, 1999

44. Чашей И.В. О формировании короны и быстрых потоков солнечного ветра над корональными дырами, Геомагнетизм и аэрономия, т.28, 190, 1988

45. Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. М:Наука, 1977.

46. Яковлев О.П., Ефимов А.И., Рубцов С.Н. Динамика и турбулентность солнечного ветра в области его формирования по данным радиопросвечивания с применением аппаратов "Венера-15" и "Венера-16". Космич. I Ice. км. N 25, с.251, 1987.

47. Akasofu S.-J. The development of the auroral substorm, Planet.Space Sei., N 12, с.273, 1964.

48. Allen J.W., Dupree A.K. Calculation of the ionization equilibria for oxygen, neon, silicon and iron. Astrophys.J., N 155, p.27, 1969.

49. Alloucherie Y. Diffusion of heavy ions in the solar corona, J.Geophys.Res., N 75, p.6899, 1970.

50. Asbridge J.E., Bame S.J., Feldman W.C., Montgomery M.D. Helium and hydrogen velocity differences in the solar wind. J.Geophys.Res., v.81, N 16, p.2719, 1976.

51. Auer H.-D., Eosenbauer H. Evidence of extended solar wind heating by hy-dromagnetic waves, J.Geophys.Res., N 82, p.1503, 1977.

52. Bame S.J., Hundhausen A.J., Asbridge J.R., Strong I.B. Solar wind ion composition. Phys.Rev.Lett., N 20, p.393, 1968.

53. Bame S.J., Asbridge J.R., Hundhausen A.J., Strong I.B. Solar wind and mag-netosheath observations during the January 13-14, 1967, geomagnetic storm.-J.Geophys.Res., 73, 5761, 1968

54. Bame S.J., Asbridge J.R., Hundhausen A.J., Montgomery M.D. Solar wind ions: 56Fe+8 to 56Fe+12 ,28 Si+7,28 Si+8,28 Si+g and 16O+6.- J.Geophys.Res., v.75, N 31, p.6360, 1970.

55. Bame S.J., Asbridge J.R., Feldman W.C., Kearney P.D. The quiet corona: temperature and temperature gradient, Solar Phys., N35, p.137, 1974.

56. Bame S.J., Asbridge J.R., Feldman W.C., Montgomery M.D., Kearney P.D. Solar wind heavy ion abundances.- Solar Phys., N 43, p.463, 1975.

57. Bame S.J., Asbridge J.R., Feldman W.C., Gosling J.T. Evidence for a structure-free state at high solar wind speeds.- J.Geophys.Res., v.82, N 10, p.1487, 1977.

58. Bame S.J., Asbridge J.R., Feldman W.C., Fenimore E.E., Gosling J.T. Solar wind heavy ions from flare-heated coronal plasma. Solar Phys., N 62, p.179, 1979.

59. Belcher J.W. Alfvenic wave pressure and the solar wind, Astrophys.J., N 168, p.509, 1971.

60. Belcher J.W., Davis L.J. Large-amplitude Alfven waves in the interplanetary medium, 2. J.Geophys.Res., N 76, p.3534, 1971.

61. Blum P.W., Fahr H.J. Interaction between interstellar helium and the solar wind, Astron. and Astrophys., N 4, p.280, 1970.

62. Bochsler P. Solar wind ion composition. Physica Scripta, v. 18, p.55, 1987.

63. Bochsler P., Geiss J., Kunz S. Abundances of carbon, oxygen, and neon in the solar wind during the period from August 1978 to June 1982.- Solar Phys., N 103, p. 177. 1986.

64. Bollea D., Formisano V., Hedgecock P.C., Moreno G., Palmiotto F. Proc. Solar Wind Conference, Asilomar, NASA SP-308, p.588, 1972.

65. Boltenkov B.S., Gartmanov V.N., Kocharov G.E. et al. Measurement of the isotopic composition of particle fluxe carried out on spacecraft Soyuz, Zond 8 and Luna 16, Space Res., N 12, p. 1 187. 1972.

66. Bonetti A., Bridge H.S., Lazarus A., Rossi B., Scherb F., Explorer 10 plasma measurements, J.Geophys.Res., v.68, p.4017, 1963.

67. Borrini G., Gosling J.T., Bame S.J., et al., Solar wind helium and hydrogen structure near the heliospheric current sheet: a signal of coronal streamers at 1 AU. J.Geophys.Res., v.86. N 6, p.4554, 1981.

68. Bosqued J.M., D'Uston C., Zertzalov A.A., Vaisberg O.L. Study of alpha component dynamics in the solar wind using Prognoz satellite. Solar Phys., v.51, p.231, 1977.

69. Burgi A., Geiss J. Helium and minor ions in the corona and solar wind: dynamics and charge states. Solar Phys., v. 103, p.347, 1986.

70. Burlaga L.F., Ogilvie K.W. Heating of the solar wind, Astrophys.J., v.159, N 2, p.659, 1970.

71. Burlaga L.F., Ogilvie K.W. Magnetic and thermal pressures in the solar wind. Solar Phys., v.15, N 1, p.61, 1970.

72. Burlaga L.F., Ogilvie K.W. Solar wind temperature and speed, -J.Geophys.Res., v.78, N 13, p.2028, 1973.

73. Burlaga L., Fitzenreiter R., Lepping R., et al., A magnetic cloud containing prominence material: January 1997, J.Geophys.Res., v.103. p.277, 1998.

74. Cattaneo M.B., Formisano V., Moreno G., Palmiotto F., Palutan F., Saraceno P. Observation of solar wind heavy ions. Solar Phys. N 17, p.468, 1971.

75. Chang S.C., Hollweg J.V. Alfvenic acceleration of solar wind helium, 2. Model calculation, J.Geophys.Res., N 81, p.1659, 1976.

76. Crooker N. U. Solar and heliospheric geoeffective disturbances, Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, v.62, p.1071, 2000.

77. Delache P. Contribution a l'etude de la zone transition chromosphere-couronne, Ann.d'Astronphys., v.30, p.827, 1967.

78. Diodato L., Moreno G., Signorini C., Ogilvie K.W. Long-time variations of solar wind proton parameters, J.Geophys.Res., v.79, p.5095, 1974.

79. Eselevich V.G. Relationships of quasi-stationary solar wind flows with their sources on the Sun, Solar Physics, 137, 179-197, 1992.

80. Eselevich V.G., Fainshtein V .G. Influence of sunspot magnetic fields upon the velocity of plasma outflow from coronal holes. Planet.Space Sci., v.37, N 9, p.1027, 1989.

81. Eselevich V.G., Fillipov M.A. An investigation of the heliospheric current sheet (HCS) structure. Planet.Space Sci., v.36, N 1, p.105, 1988.

82. Eyni M., Steinitz R. New evaluation of spacecraft solar wind plasma data.- Proc.COSPAR Symposium B, ed. Shea M.A., Smart D.F., Wu S.T., Tel Aviv-1977, p. 101. 1977.

83. Eyni M., Steinitz R. A model for the interaction of solar wind streams. -Proc.COSPAR Symposium E, ed. Shea M.A., Smart D.F., Wu S.T., Tel Aviv-1977, p.101, 1977.

84. Eyni M., Steinitz R. The cooling of solar wind protons from Mariner 2 data.- J.Geophys.Res., v.83, p.215, 1978.

85. Eyni M., Steinitz R. Cooling of solar wind protons from the Helios 1 experiment. J.Geophys.Res., v.83, p.4387, 1978.

86. Eyni M., Steinitz R. Global properties of solar wind.2. Empirical proton temperature gradient and their dependence on flow velocity, Astrophys.J., v.243, N 1, p.279, 1981.

87. Fairfield D.H. Average and unusual location of the Earth's magnetopause and bow shock, J.Geophys.Res., v. 76, p.6700, 1971.

88. Feldman W.C., Asbridge J.R., Bame S.J. The solar wind He2 + to H + temperature ratio. J.Geophys.Res., v.79, p.2319, 1974.

89. Feldman W.C., Asbridge J.E., Bame S.J., Gosling J.T. Plasma and magnetic field from Sun, In: The solar output and its variations, ed. O.E.White, Boulder: Colorado Associated University Press, p.351, 1977.

90. Feldman W.C., Asbridge J.E., Bame S.J., Gosling J.T. Longterm variations of selected solar wind properties: IMP 6,7 and 8 results.- J.Geophys.Ees., v.83, N 5, p.2177, 1978.

91. Feldman W.C., Asbridge J.E., Bame S.J., et al. The solar origins of solar wind interstream flows: near-equatorial coronal streamers.- J.Geophys.Ees., v.86, N 7, p.5408, 1981

92. Fenimore E. E. Solar wind flows associated with hot heavy ions, Astrophys.J., v. 235, N 1, p.245, 1980.

93. Feynman J. On solar wind helium and heavy ions temperatures. Solar Phys., 43, N 1, p.249, 1975.

94. Feynman J. Solar cycle and long term changes in the solar wind. -Eev.Geophys.Space Phys., v.21, p.338, 1983.

95. Formisano V., Moreno G. Helium and heavy ions in the solar wind. Eevista del Nuovo Cimento, v.l, p.365, 1971.

96. Formisano V., Palmiotto F., Moreno G. a-particle observations in the solar wind. Solar Phys., v. 15, N 2, p. 179. 1970.

97. Formisano V., Moreno G., Amata E. Eelationship among the interplanetary plasma parameters: Heos 1, December 1968 to December 1969, -J.Geophys.Ees., v.79, p.5109, 1974.

98. Galvin A.B., Ipavich F.M., Gloecker G., Hovestadt D., Klecker B., Scholer M. Solar wind ionization temperatures inflered from the charge state composition of diffuse particleevents.- J.Geophys.Ees., v.89, N 5, p.2655, 1984.

99. Geiss J. Elemental and isotopic abundances in the solar wind. Solar Wind, NASA SP-308, p.559, 1972.

100. Geiss J. Processes affacting abundances in the solar wind. Space Sci.Eev., v.33, p.201, 1982.

101. Geiss J. Diagnostics of corona by in-situ composition measurements at 1 AU. -Proc.ESA Workshop on Future Mission in Solar, Heliospheric and Space Plasma Physics, Garmisch-Partenkirschen, Germany, ESA-235, 1985.

102. Geiss J., Eberhardt P., Buhler F. et al. Apollo 11 and 12 solar-wind composition experiments: fluxes of He and Ne isotopes. J.Geophys.Ees., v.75, p.5972, 1970.

103. Geiss J., Hirt P., Leutwyler H. On acceleration and motion of ions in corona and solar wind, Solar Phys., N 12, p.458, 1970.

104. Gibson E.G. The quiet Sun. Washington, 1973.

105. Gopalswamy N., Lara A., Lepping E.P. et al. Interplanetary acceleration of coronall mass ejections, Geophys.Res.Lett. v. 27, p.145, 2000.

106. Gosling, J. T., Pizzo V. J. Formation and evolution of corotating interaction regions and their three-dimensional structure, Space Sci. Rev., v.89, p.21, 1999.

107. Gosling G.T., Asbridge J.R., Bame S.J., Feldman W.C. Solar wind stream interfaces. J.Geophys.Res., v.83, p.1401, 1978.

108. Gosling J.T., Asbridge J.R., Bame S.J., Feldman W.C., Zwickl R.D. Observations of large fluxes of He+ in solar wind following an interplanetary shock.-J.Geophys.Res., v.85, p.3431, 1980.

109. Gosling J.T., Borrini G., Asbridge J.R., et al. Coronal streamers in the solar wind at 1 AU. J.Geophys.Res., v.86. N 7, p.5438, 1981.

110. Gosling J.T., Baker D.N., Bame S.J., Feldman W.C., Zwickl R.D., Smith E.J. Bidirectional solar wind electron heat flux events, J.Geoplys.Res., v.92, p.8519, 1987.

111. Gosling J. T., McComas D. J., Phillips J. L. and Bame S. J. Geomagnetic activity associated with Earth passage of interplanetary shock disturbances and coronal mass ejections, J.Geophys.Res., v.96, p.7831,1991.

112. Gringauz K.I. Some results of experiments in interplanetary space by means of charged particle traps on Soviet space probe, Space Research 2, Amsterdam, North-Holland Publ.Co., p.539, 1963.

113. Grunwaldt H. Solar wind composition from Heos-2. Space Res., v. 16, p.681, 1976.

114. Grunwaldt H., Rosenbauer H. Study of helium and hydrogen velocity differences as derived from Heos 2 S-210 solar wind measurements, Pleins Feux sur la Physique Solaire, Editions CNRS, p.377, 1978.

115. Hartle R.E., Sturrock P.A. Two fluid model of the solar wind, Astrophys.J., v.151, p.1155, 1968.

116. Hernandez R., Marsch E. Collisional time scales for temperature and velocity exchange between drifting Maxwellians, J.Geophys.Res., v.90, N 11, p.11062, 1985.

117. Hirshberg J., Alksne A., Colburn D.S., Bame S.J., Hundhausen A.J. Observation of a solar flare induced interplanetary shock and helium-enriched driver gas, J.Geophys.Res., v.75, p.l, 1970.

118. Hirshberg J., Bame S.J., Robbins D.E. Solar flares and solar wind helium enrichments: July 1965-July 1967. Solar Phys., v.23, N 2, p.467, 1972.

119. Hirshberg J., Asbridge J.R., Robbins D.E. Velocity and flux dependence of the solar wind abundance,- J.Geophys.Res., v.77, p.3583, 1972.

120. Hirshberg J., Asbridge J.R., Robbins D.E. The helium component of solar wind velocity streams. J.Geophys.Res., v.79, N 7, p.934, 1974.

121. Hollweg J.V. Alfvenic acceleration of solar wind helium and related phenomena, 1. Theory, J.Geophys.Res., v.79, p.1357, 1974.

122. Hollweg J.V. Some physical processes in the solar wind, Rev.Geophys.Space Phys., 16, N 4, 689, 1978

123. Hollweg J.V., Turner J.M. Acceleration of solar wind He++, 3. Effects of resonant and nonresonant interactions with transverse waves, J.Geophys.Res., v.83, p.97, 1978.

124. Holzer T.E., Axford W.I. Solar wind ion compositions, J.Geophys.Res., v.75, N 31, p.6354, 1970.

125. Holzer T.E., Axford W.I. Intereaction between interstellar helium and the solar wind, J.Geophys.Res., N76, p.6965, 1971.

126. Hundhausen A.J. Solar wind and coronal expension, N.Y.: Springer, 1972.

127. Hundhausen A.J. Nonlinear model of high-speed solar wind streams, -J.Geophys.Res., v.78, p.1528, 1973.

128. Hundhausen A.J., Asbridge J.R., Bame S.J., Gilbert H.E., Strong I.B. Vela 3 satellite observations of solar wind ions: a preliminary report, J.Geophys.Res., v.72, p.87, 1967.

129. Hundhausen A.J., Gilbert H.E., Bame S.J. Ionization state of interplanetary plasma, J.Geophys.Res., v.73, p.5485, 1968.

130. Jokipii J.R. Effects of diffusion on the composition of the solar corona and the solar wind, California Institute of Technology Thesis, 1965.

131. Jokipii J.R. Effects of diffusion on the composition of the solar corona and the solar wind, In: The Solar Wind, New York, 215 p., 1966.

132. Jordan C. The ionization equilibrium of elements between carbon and nickel.- Monthly Not.Roy.Astron.Soc., v.l 12. p.501, 1969.

133. Joselyn J., Holzer T.E. A study three-fluid coronal expension for nonspherical geometries, J.Geophys.Res., v.83, p.1357, 1978.

134. Klein L.W., Ogilvie K.W., Burlaga L.F. Coulomb collisions in the solar wind,- J.Geophys.Res., v.90, N 8, p.7389, 1985.

135. Kozlovsky B.Z. The stages of ionization of oxygen and helium in the solar wind, Solar Phys., v.5, p.410, 1968.

136. Krieger A.S., Timothy A.F., Roelof E.C. A coronal hole and its identification as the source of a high velocity solar wind stream. Solar Phys., v.29, p.505, 1973.

137. Kunz S., Bochsler P., Geiss J., Ogilvie K.W., Coplan M.A. Determination of solar wind elemental abundances from M/Q observations during three periods in 1980, Solar Phys., v.88, p.359, 1983.

138. Lambert D.L. Abundance of helium in the Sun, Nature, v.215, p.43, 1967.

139. Lange J., Scherb R. Ion abundance in the solar wind, J.Geophys.Res., v.75, N 31, p.6350, 1970.

140. Le G., Russell C.T., Petrinec S.M. The magnetosphere on May 11, 1999, the day the solar wind almost disappeared: I.Current systems, Geophys.Res. Lett., v. 27, p.1827, 2000.

141. Leer E., Holzer T.E. Energy addition in the solar wind, J.Geophys.Res., v.85, N 9, p.4681, 1980.

142. Lindsay G.M., Russell C.T., Luhman J.G., Coronal mass ejection and stream interaction region characteristics and their potential geomagnetic effectiveness,- J.Geophys.Res., v.100, p.16999, 1995.

143. Liu S., Marsch E., Livi S., Woch J., Wilken B., von Steiger R., Gloeck-ler G., Radial gradients of ion densities and temperatures derived from SWICS/Ulysses observations, Geophys.Res.Lett., v.22, N 18, p.2445, 1995

144. Lopez R.E. Solar cycle invarience in solar wind proton temperature relationship, J.Geophys.Res., v.92, N 10, p.11189, 1987.

145. Lopez R.E., Freeman J.W. Solar wind proton temperature-velocity relationship, J.Geophys.Res., N 2, p.1701, 1986.

146. Lopez E.E., Freeman J.W., Eoelof E.C. The relationship between proton temperature and momentum flux density in the solar wind. -Geophys.Ees.Lett., 13, N 7, 640, 1986

147. Marsch E., Muhlhauser K.-H., Eosenbauer H., Schwenn E., Neubauer F.M. Solar wind helium ions: observation of the Helios solar probes between 0.3 and 1 AU. J.Geophys.Ees., v.87, N 1, p.35, 1982.

148. McKenzie J.F., Ip W.H., Axford W.I. Anomalous acceleration of minor ions in the solar wind, Nature, N 274, p.350, 1978.

149. Moreno G., Palmiotto F. Variations of a-particle abundance in the solar wind. Solar Phys., v.30, p.207, 1973.

150. Mullan D.J. Momentum flux invariance in the solar wind. Astrophys.J., v.272, p.325, 1983.

151. Munro E.H., Jackson B.V. Physical properties of a polar coronal hole from 2 to 5 Ro, Astrophys.J., v.213, N3, p.874, 1977.

152. Nakada M.P. A study of composition of the lower solar corona, Solar Phys., N 7, p.302, 1969.

153. Nakada M.P. A study of composition of the solar corona and solar wind, -Solar Phys., v.147, p.457, 1970.

154. Neugebauer M. The quite solar wind, J.Geophys.Ees., v.81, N 25, p.4664, 1976.

155. Neugebauer M. The role of Coulomb collisions in limiting differential flow and temperature differences in the solar wind. J.Geophys.Ees., v.81, N 1, p.78, 1976.

156. Neugebauer M. Observation of solar wind helium, Fundamentals of Cosmic Physics, N 7, p. 131. 1981a.

157. Neugebauer M. Observations of solar wind helium, in Proceedings of Solar Wind Four Conference, Eep. M PA K-W-100-81-31. edited by H. Eosenbauer, p. 425, Max-Planck-Institut fur Aeronomie, Katlendurg-Lindau, 1981b.

158. Neugebauer M. Measurements of the properties of solar wind plasma relevant to studies of its coronal sources, Space Sci.Eev., v.33, p. 127, 1982.

159. Neugebauer M., Feldman W.C. Relation between superheating and super acceleration of helium in the solar wind, Solar Phys., v.63, p.201, 1979.

160. Neugebauer M., Snyder C.W. The mission of Mariner 2: planetary observation. Solar plasma experiment. Science, v. 138, p. 1095, 1962

161. Neugebauer M., Snyder C.W. Mariner 2 observation of the solar wind. 1.Average Properties, J.Geophys.Res., v.71, p.4469, 1966.

162. Neugebauer M., Goldstein B.E., Bame S.J., Feldman W. C. ULYSSES near-ecliptic observations of differential flow between protons and alphas in the solar wind, J.Geophys.Res., v.99 (A2), p.2505, 1994.

163. Neupert W.M., Pizzo V. Solar coronal holes as sources of geomagnetic disturbances, J.Geophys.Res., v.79, p.3701, 1974.

164. Newkirk G. Jr. Structure of solar corona. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, v.5, p.213, 1967.

165. Nolte J.T., Krieger A.S., Timothy A.F., Gold R.E., Roelof E.C., Vaiana G.S., Lazarus A.J., Sullivan J.D., Mcintosh P.S. Coronal holes as sources of solar wind, Solar Phys., v.46, p.303,1976.

166. Ogilvie K.W. Helium abundance variations, J.Geophys.Res., v.77, p.4227, 1972.

167. Ogilvie K.W. Differences between the bulk speeds of hydrogen and helium in the solar wind, J.Geophys.Res., v.80, p.1335, 1975.

168. Ogilvie K.W. Analysis of O7+/O6+ observations in the solar wind, -J.Geophys.Res., v.90, N 10, p.9881, 1985.

169. Ogilvie K.W., Hireshberg J. The solar cycle variations of the solar wind helium abundance. J.Geophys.Res., v.79, 1974.

170. Ogilvie K.W., Vogt C. Variation of the average "freezing-in" temperature of oxygen ions with solar wind speed, Geophys.Res.Lett., v.7, p.577, 1980.

171. Ogilvie K.W., Wilkerson T.D.W. Helium abundance in the solar wind, Solar Phys., v.8, N 2, p.435, 1969.

172. Ogilvie K.W., Zwally H.J. Hydrogen and helium velocities in solar wind, -Solar Phys., v.24, p.236, 1972.

173. Ogilvie K.W., Burlaga L.F., Wilkerson T.D. Plasma observations on Explorer 34, J.Geophys.Res., v.73, p.6809, 1968.

174. Ogilvie K.W., Coplan M.A., Zwickl E.D. Helium, hydrogen, and oxygen velocities observed on ISSE 3, J.Geophys.Res., v.87, N 9, p.7363, 1982.

175. Ogilvie K. W., Coplan M. A., Bochsler P., Geiss J. Solar wind observations with Ion Composition Instrument aboard the ISEE 3/ICE spacecraft, Solar Phys., v. 124, p.167, 1989.

176. Osherovich V.A., Farrugia C.J., Burlaga L.F., Lepping E.P., Fainberg J., Stone E.G. Polytropic relation in the interplanetary clouds, J.Geoplys.Ees., v.98, p.15331, 1993.

177. Owocki S.P., Hundhausen A.J. The effect of a coronal shock wave on the solar wind ionization state, Astrophys.J., v.274, N 1, p.414, 1983.

178. Owocki S.P., Scudder J.D. The effect of a non-Maxwellian electron distribution on oxygen and iron ionization balances in the corona, Astrophys.J., v.270, N 2, p.758, 1983.

179. Owocki S.P., Holzer T.E., Hundhausen A.J. The solar wind ionization state as a coronal temperature diagnostic, Astrophys.J., v.275, p.354, 1983.

180. Parker E.N. The solar wind, J.Ees.Nat.Bur.Standards, N 65D, p.537, 1961.

181. Perreault P., Akasofu S.-J. A study of geomagnetic storms, Geo-phys.J.E.Astr.Soc., N 54, p.547, 1978.

182. Petrinec S.M., Eussell C.T. War-Karl h magnetotail shape and size as determined from the magnetopause flaring angle, J.Geophys.Ees., v.101, p.137, 1997.

183. Pissarenko N.F., Dubinin E.M., Zakharov A.V., Budnik E.Yu., Lundin E. Observation of He+ ions in the solar wind, J.Geophys.Ees., v.90, N 5, p.4367, 1985.

184. Pizzo V., Gosling J.T., Hundhausen A.J., Bame S.J. Large- scale dynamical effects upon the solar wind flow parameters, J.Geophys.Ees., v.78, p.6469, 1973.

185. Eichardson I.G., Berdichevsky D., Desch M.D., Farrugia C.J., Solar-cycle variation of low density solar wind during more than three solar cycles, Geo-phys.Ees.Lett., V. 27, N 23 P. 3761, 2000.

186. Eobbins D.E., Hundhausen A.J., Bame S.J. Helium in the solar wind, -J.Geophys.Ees., v.75, N7, p.1778, 1970.

187. Eoelof E.C., Sibeck D.G. Magnetopause shape as bivariate function of interplanetary magnetic field Bz and solar wind dynamic pressure, -J.Geophys.Ees., v.98, N A 12. p.21421, 1993.

188. Eosner R., Vaiana G.S. Hydrostatic and dynamic models of solar coronal holes,- Astrophys.J., v.216, p.141, 1977.

189. Rostoker G., Falthammar C.-G. Relationship between changes in the interplanetary magnetic field and variations in magnetic field at the Earth's surface, -J.Geophys.Res., v.72, p.5853, 1967.

190. Russell C.T., McPherron R.L. Semiannual variation of geomagnetic activity, -J.Geophys.Res., v.78, p.24,1973.

191. Russell C.T., McPherron R.L., Burton R.K. On the cause of geomagnetic storms, J.Geophys.Res., v.79, p.1105, 1974.

192. Ryan J.M., Axford W.I. The behavior of minor ion species in the solar wind,- J.Geophys.Res., v.41, p.221, 1975.

193. Safrankova J., Nemecek Z., Prech L. et al. The January 10-11, 1997, magnetic cloud: Multipoint measurements, Geophys.Res.Lett., v. 25, p.2545, 1998.

194. Sastri J.H. Solar wind flow associated with stream-free sector boundaries at 1 AU. Solar Phys., v.lll, N 2, p.429, 1987.

195. Savin S., Balan O., Borodkova N. et al. INTERBALL magnetotail boundary case studies, Adv.Space Res., v.20, N 4/5, p.999,1997.

196. Schwenn R. The average solar wind in the inner heliosphere structure and slow variations, Solar Wind Five, Ed. Neugebauer M., NASA Conf. Publ, v.2280, p. 489, 1983.

197. Schwenn R., Rosenbauer H., Muhlhauser K.-H. Singly-ionized helium in the driver gas of an interplanetary shock, Geophys.Res.Lett., v.7, N 3, p.201, 1980.

198. Sheeley N.R.Jr., Harvey J.W., Feldman W.C. Coronal holes, solar wind streams and recurrent geomagnetic disturbances: 1973-176. Solar Phys., v.49, p.271, 1976.

199. Shue J.-H, Chao J.K., Fu H.C. et al. A new functional form to study the solar wind control of the magnetopause size and shape,- J.Geophys.Res., v.102, N 5, p.9497, 1997.

200. Shue J.-H., Song P., Russell C. T. et al. Magnetopause location under extreme solar wind conditions,- J.Geophys.Res., v.103, N A8, p.17691, 1998.

201. Shull J.M., Van Steenberg M. The ionization equilibrium of astrophysically abundant elements, Astrophys.J., v.48, p.96, 1982.

202. Sibeck D.G., Baumjohann W., Lopez E.E. Solar wind dynamic pressure variations and transient magnetospheric signature, Geophys.Res.Lett., v. 16, p. 13, 1989.

203. Sibeck D.G., Lopez R.E., Roelof E.C. Solar wind control of the magnetopause shape, location and motion, J.Geophys.Res., v.96, N A4, p.5489, 1991.

204. Solar-Geophysical Data, N 490, part 1, p.78, 1985.

205. Solar-Geophysical Data, N 491, part 2, p.24, 1985.

206. Solar-Geophysical Data, N 494, part 1, p.80, 1985.

207. Solar-Geophysical Data, N 494, part 2, p.23, 1985.

208. Solar-Geophysical Data, N 496, part 2, p.48, 1985.

209. Solar Cycle and Space Weather, ESA SP-177. 2002.

210. Space Weather, Ed. by Paul Song, Howard J. Singer, and George L. Siscoe, -Geophysical Monograph Series, v. 125, 2001.

211. Spitzer D.Jr. Physics of fully ionized gases, 2nd Ed., John Wiley, N. Y., p.170, 1962.

212. Spreiter J.R., Summers A.L., Alksne A.Y. Hydromagnetic flow around the magnetosphere, Planet.Space Sei. v.14. p.223,1966.

213. Steinitz R. Momentum flux invariance and solar wind sources. Solar Phys., v.83, N 1, p.379, 1983.

214. Steinitz R., Eyni M. Global properties of the solar wind. l.The invariance of the momentum flux density. Astrophys.J., v.241, N 1, p.417, 1980.

215. Styazhkin V., Yeroshenko E., Zakharov P. Magnetic field experiment in the Intershock project.-INTERSHOCK Project, Publ.of Astronom.Inst.of Czechoslovak Academy of Sciences, N 60, p.202, 1985.

216. SUBSTORMS-4 Ed. S. Kokubun, and Y. Kamide. Terra Sei. Publ. Com./Kluwer Acad. Publ. 1998.

217. SUBSTORMS-5 Ed. A. Wilson, ESA SP-443, 2000.

218. Ulmschneider P., Priest E.R., Rosner R. (Eds.), Mechanisms of chromospheric and coronal heating. Springer-Verlag, Heideiber, 1991.

219. Unsold A.O.J. Stellar abundances and the origin of the elements. Science, v.163, p.1015, 1969.

220. Usmanov A.V., Goldstein M.L., Farrell W.M. A View of the Inner Heliosohere During the May 10-11, 1999 Low Density Anomaly, Geophys.Res.Lett., V.27, N 23, P 3765, 2000.

221. Webb D.F., Geomagnetic Storms and Heliospheric CMEs as Viewed from HELIOS, In Solar Drivers of Interplanetary and Terrestrial Disturbances, ASP Conference Series, v. 95, p. 167, 1996.

222. Wolfe J.H., Silva R.W., McKibbin D.D., Mason R.H. The compositional, anisotropic, and nonradial flow characteristics of the solar wind. J.Geophys. Res., v.71, p.3329, 1966.

223. Yeh T. A three-fluid model of solar wind, Planet.Space Sci., v.13, p.199, 1970.

224. Yermolaev Yu.I. Large-scale structure of solar wind and its relationship with solar corona: Prognoz 7 observations. Planet. Space Sci., v.39, N 10, p. 13511361, 1991.

225. Yermolaev Yu.I. Helium abundance, acceleration, and heating and large-scale structure of the solar wind, Solar Wind Seven. COSPAR Colloquia Series 1991, Ed. Marsch E., Schwenn R., p.411, 1992a.

226. Yermolaev Yu.I. Solar wind heavy ions and proton/alpha particle relations observed on board the Prognoz 7 satellite, -In.: Proc. 1st SOHO Workshop, ESA SP-348, p.339-342, 1992b.

227. Yermolaev Yu. I. Signature of coronal holes and streamers in the interplanetary space, Space Sci. Rev., v.70, p.379, 1994.

228. Yermolaev Yu.I. Transport of mass, momentum and energy from the Sun to the Earth by different types of solar wind streams, In: Solar Drives of Interplanetary and Terrestrial Disturbances, ASP Conference series, v.95, p.288-299, 1996.

229. Yermolaev Yu.I., Yermolaev M.Yu. Statistical relations between solar, interplanetary and geomagnetic disturbances during 2.3 solar cycles (1976-2000), -ESA SP-477, p.579-582, 2002.

230. Yermolaev Yu. I., Stupin V. V. Some alpha-particie heating and acceleration mechanisms in the solar wind: Prognoz 7 measurements,- Planet. Space Sci., v.38, N 10, p. 1305, 1990.

231. Yermolaev Yu.I., Stupin V.V. Helium abundance and dynamics in different types of solar wind streams: The Prognoz 7 observations. J. Geophys.Res., 102, N A2, p.2125-2136, 1997.

232. Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N., Stupin V.V. Relationships between bulk parameters of solar wind protons and alpha-particles: PROGNOZ 7 selective measurements, Препринт Пр-1575, M.: IIKII АН СССР, 1990.

233. Yermolaev Yu.I., Stupin V.V., Kozak I. Dynamics of proton and a particle velocities and temperatures in the solar wind: Prognoz 7 observations, Adv. Space Res., N11 (1), p.79, 1991.

234. Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N., Borodkova N.L. et al. Magnetic cloud event on 6-11 January, 1997: INTERBALL multi-satellite and multi-instrument observations, Proc. 31st ESLAB Symp. ESA SP-415. p. 155. 1997.

235. Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N., Nozdrachev M.N. et al. Plasma populations in the magnetosphere during the passage of magnetic cloud on 10-11 January, 1997:INTERBALL/Tail Probe observations, Geophys.Res. Lett., v. 25, p.2565, 1998.

236. Yermolaev Yu.I., Zastenker G.N., Borodkova N.L. et al. Statistic study of magnetosphere response to magnetic clouds: INTERBALL multi-satellite observations, Phys. Chem. Earth (C), v.25, p. 177, 2000.

237. Zastenker G.N., Borodkova N.L. Some features of the interplanetary disturbances in the post-solar maximum year period, Adv. Space. Res., N 4 (7), p.347, 1984.

238. Zastenker G.N., Borodkova N.L. Long-term energy and momentum flux fluctuations of the solar wind, J.Geomag.Geoelectr., N 43, part 1, p.89, 1992.

239. Zastenker G.N., Yermolaev Yu. I. Observation of solar wind stream with high abundance of heavy ions and relation with coronal conditions. Planet. Space Sci., v.29, N 11, p.1235, 1981.

240. Zastenker G.N., Yermolaev Yu.I., Zhuravlev V.I. et al. Large- and middle-scale phenomena in the interplanetary medium: Prognoz 7, 8, 10 obnservations,-Adv.Space Res., v.9, N 4, p.l 17. 1989.

241. Zastenker G.N., Avanov L.A., Yermolaev Yu.I. et al. Variability of the coronal structures and ion components in the solar wind. Czechoslovak Journal of Physics, v.B 41, N 10, p.1001, 1991.

242. Zinner E., Walker R.M., Borg J., Maurette M. Measurements of heavy solar-wind particles during the Apollo 17 mission, Solar Wind Three, ed. C.T.Russell, N 27, 1974.

243. Zirin H. The solar atmosphere. Blaisdell, Waltham, Mass., 1966.

244. Zwickl R.D., Asbridge J.R., Bame S.J., Feldman W.C., Gosling J.T. He+ and other unusual ions in the solar wind: a systematic search covering 1972-1980. J.Geophys.Res., v.87. N 9, p.7379, 1982.

245. Список принятых сокращений1. Русские сокращения:

246. ММП межпланетное магнитное поле,1. СВ солнечный ветер,

247. СКЛ солнечные космические лучи.1. Английские сокращения:

248. BES bidirectional electron stream (двунаправленные течения электронов),

249. BS bow shock (головная ударная волна - ГУВ),

250. CIE corotating interaction region,

251. СН coronal hole (корональная дыра),

252. CS coronal streamer (корональный стример),

253. S interstream (интерстрим или плазма между двумя быстрыми течениями солнечного ветра),1. interplanetary shock (межпланетная ударная волна - MX"В).

254. НАЕ helium abundance enhancement (возрастание содержания гелия),

255. HCS heliospheric current sheet (гелиосферный токовый слой - РТС),1. leading edge (передний фронт),

256. МС magnetic cloud (магнитное облако),

257. MP magnetopause (магнитопауза - МП),

258. MS magnetosphere (магнитосфера),

259. MSH magnetosheath (магнитослой или переходная область между BS и MP -ПО),

260. NODE noncompressive density enhancement (несвязанное со сжатием увеличение плотности),

261. PS plasma sheet (плазменный слой), ТЕ - trailing edge (задний фронт).1. Список иллюстраций

262. Схема солнечно-земных связей.45

263. Схематическое изображение электростатического анализатора: 1 коллиматор; 2 - набор сеток; 3 - цилиндрический дефлектор; 4 -детектор (ВЭУ-6). 52

264. Схематическое изображение селективного анализатора с фильтром Вина, цилиндрическим дефлектором и детектором.53

265. Энергетическая (а) и угловые (б) характеристики селективного датчика прибора СКС-04, установленного на спутнике Прогноз 78, Вайсберг и др., 1979.54

266. Схематическое изображение цилиндра Фарадея.55

267. Угловые характеристики а) одного и б) трех цилиндров Фарадея прибора СКС-04 в полярной системе координат, в которой за начало отсчета выбрана ось прибора, ориентированная вдоль оси вращения спутника Прогноз 7 23, Ермолаев, 1988.56

268. Функция отклика цилиндра Фарадея прибора СКС-04 23, Ермолаев, 1988. для различных значений тепловой ширины потока ионов к = T[K] /v2 [км/с] и углов падения потока 6.64

269. Пример спектра по энергии на заряд, измеренного 11 декабря 1978 г. на спутнике Прогноз 7 9, Вайсберг и др., 1980. Цифры на вертикальных линиях показывают степень ионизации соответствующего химического элемента, кружки экспериментальные значения. 68

270. Двумерная угловая характеристика электростатического анализатораприбора СКС-04 23, Ермолаев, 1988. Угол а измеряется в плоскости перпендикулярной пластинам анализатора, угол в в перпендикулярной плоскости.70

271. Функция отклика электростатического анализатора прибора СКС-04 для различной тепловой ширины потока ионов в двух взаимноперпендикулярных плоскостях: а) по углу а, б) то углу в23, Ермолаев, 1988.71

272. Последовательность энергетических спектров ионов солнечного ветра, измеренных с высоким временным разрешением (один спектр измерялся за 0.64 с) с помощью плазменного комплекса ВИФРАМ на спутнике Прогноз-10-Интеркосмос 12, Вайсберг идр., 1986.83

273. Гистограммы распределения параметров солнечного ветра по данным спутника Прогноз 7 32, Ермолаев и др., 1988.: а) концентрация ионов щ б) модуля магнитного поля Вив) величины альвеновской скорости va.86

274. Гистограммы распределения скоростей протонов vp (сплошная линия) и а-частиц va (штриховая линия) по данным спутника Прогноз 7 32, Ермолаев и др., 1988.87

275. Гистограммы распределения отношения массовых скоростей а-частиц и протонов va/vp по данным спутников IMP 6, 7 65, As-bridge et al., 1976., Прогноз 1 [86, Bosqued et al., 1977] и Прогноз 732, Ермолаев и др., 1988.87

276. Гистограммы распределения температур протонов Tp (сплошная линия) и a-частиц Ta (штриховая линия по данным спутника Прогноз 7 32, Ермолаев и др., 1988.89

277. Гистограммы распределения отношения температур a-частиц и протонов Ta/Tp по данным спутников Vela 3, Explorer 34, 0G0 5 174, Neugebauer, 1981., Прогноз 1 [86, Bosqued et al., 1977] и Прогноз 7 [32, Ермолаев и др., 1988] . 90

278. Гистограммы распределения отношения скоростей va/vp и температур Ta/Tp a-частиц и протонов в горячем солнечном ветре (Tp > 3Т05 К) за фронтом межпланетных ударных волн по данным спутника Прогноз 7 68, Avanov et al., 1987.91

279. Гистограммы распределения отношения скоростей а-частиц и протонов ьа/ьр при разной температуре солнечного ветра: сплошная линия для всех данных (< ьа/ьр >= 1, 007 ± 0, 054), штриховая линия (гистограмма увеличена в 10 раз) -Тр > 2Т05 К

280. Па/п р >= 4,47 ± 4,05), пунктирная линия (гистограмма увеличена в 15 раз) Тр > 3Т05К < па/пр >= 3,04 ± 2,80) по данным спутника Прогноз 7 32, Ермолаев и др., 1988.

281. Двумерная гистограмма зависимости концентрации ионов солнечного ветра п от переносной скорости протонов ьр по данным спутника Прогноз 7 21, 23, 32, Ермолаев, 1986, 1988; Ермолаев и др., 1988. 97

282. Двумерная гистограмма зависимости относительного содержания a-частиц na/np от скорости солнечного ветра vp по данным спутника Прогноз 7 23, 32, Ермолаев, 1988; Ермолаев и др., 1988. 103

283. Средняя зависимость относительного содержания a-частиц na/npvp

284. Hirshberg et al., 1972., Explorer 34 и 43 185, Ogilvie, 1972], HEOS 1 [167, Moreno and Palmiotto, 1973], IMP 6-8 [74, Bame et al., 1977], OGO 5 [174, Neugebauer., 1981] и Прогноз 7 [23, Ермолаев, 1988]. 104

285. Двумерная гистограмма зависимости относительного содержания a-частиц na/np от величины потока солнечного ветра nvp по данным спутника Прогноз 7 23, Ермолаев, 1988.106

286. Средняя зависимость относительного содержания a-частиц na/npnvp

287. Vela 3 136, Hirshberg et al., 1972., Eplorer 34, 43 [185, Ogilvie, 1972], Heos 1 [167, Moreno and Palmiotto, 1973], OGO 5 [174, Neugebauer., 1981] и Прогноз 7 [23, 244, Ермолаев, 1988; Yermolaev, 1992]. . 106

288. Двумерная гистограмма зависимости отношения кинетических температур а-частиц и протонов Ta/Tp от скорости солнечного ветра vp по данным спутника Прогноз 7 21, 23, Ермолаев, 1986, 1988.110

289. Двумерная гистограмма зависимости разности переносных скоростей а-частиц и протонов va — vp от величины альвеновской скорости va по данным спутника Прогноз 7 23, 251, Ермолаев, 1988; Yermolaev et al., 1990.114

290. Двумерная гистограмма зависимости отношения кинетических температур а-частиц и протонов Ta/Tp от величины альвеновской скорости va по данным спутника Прогноз 7 23, 251, Ермолаев, 1988; Yermolaev et al., 1990.114

291. То же, что на Рис. 3.37, но для температуры а-частиц Ta.1271. Tp

292. Средние зависимости отношений скоростей va/vp и температур а-частиц и протонов Ta/Tp от гелиоцентрического расстояния 249, 244, Yermolaev and Supin, 1990; Yermolaev, 1992.128

293. Распределения на плоскости п — ьр (концентрация скорость) отношения температур а-частиц и протонов Та/Тр (жирная линия) и числа измерений N в элементарной ячейке (тонкая линия) по данным спутника Прогноз 7 24, 243, Ермолаев, 1990, 1991.140

294. Распределения на плоскости п — ьр (концентрация скорость) разных типов солнечного ветра (жирная линия), числа измерений N в элементарной ячейке (тонкая линия) по данным спутника Прогноз 7 24, 243, Ермолаев, 1990, 1991.140

295. Гистограммы потоков импульса пьр (шрпур) для разных типов солнечного ветра по данным спутника Прогноз 7 30, 247, Ермолаев и Ступин, 1992; \7егто1аеу, 1996. Обозначения такиеже, как на Рис. 5.1.154

296. Гистограммы потоков кинетической энергии шрпьр,/2 для разных типов солнечного ветра по данным спутника Прогноз 7 30, 247, Ермолаев и Ступин, 1992; \7егто1аеу, 1996. Обозначения такиеже, как на Рис. 5.1.155

297. Гистограммы потоков тепловой энергии пк 'Тр Ор д л я р аз н ых типов солнечного ветра по данным спутника Прогноз 7 30, 247, Ермолаев и Ступин, 1992; \7егто1аеу, 1996. Обозначения такиеже, как на Рис. 5.1.157

298. Гистограммы относительного содержания а-частиц na/np для разных типов солнечного ветра по данным спутника Прогноз 7 247, Yermolaev, 1996. Обозначения такие же, как на Рис. 5.1. . . 164

299. Зависимость относительного содержания а-частиц na/np отnветра по данным спутника Прогноз 7 250, Yermolaev and Stupin, 1997. Обозначения такие же, как и на Рис. 5.8.167

300. Зависимость относительного содержания а-частиц na/np отnvpсолнечного ветра по данным спутника Прогноз 7 250, Yermolaev and Stupin, 1997. Обозначения такие же, как и на Рис. 5.8.167

301. То же, что на рис. 5.17, для периода 24-25 ноября 1978 г.187

302. То же, что на рис. 5.17, для периода 2-5 декабря 1978 г.188

303. То же, что на рис. 5.17, для периода 10-13 декабря 1978 г.189

304. То же, что на рис. 5.17, для периода 6-8 февраля 1979 г.190

305. То же, что на рис. 5.17, для периода 4-5 июня 1979 г.191

306. Зависимость от полной концентрации ионов солнечного ветра содержания гелия, кислорода, кремния и железа а) относительно кислорода и б) относительно водорода. Данные спутника Прогноз 7 28, Ермолаев и Застенкер, 1990.196

307. Схематическое изображение магнитных силовых линий, а также распределения концентрации протонов np и относительного содержания а-частиц na/np в области коронального стримера (по модели 127, Gosling et al., 1981.).196

308. Динамика гидродинамических параметров (величины потока,апротонов (точки)) по данным спутника Прогноз-10-Интеркосмос 30 апреля 1985 г.201

309. Динамика магнитного поля (модуль и углы) по данным спутника Прогноз-10-Интеркосмос 30 апреля 1985 г. Сплошной линией внизу указаны интервалы пребывания спутника в солнечном ветре.202

310. Модельный энергетический спектр ионов солнечного ветра, полученный по данным Рис. 5.27. 205

311. Продолжение Рис. 6.2 для 1981-1985 годов. .216

312. Продолжение Рис. 6.2 для 1986-1990 годов. .217

313. Продолжение Рис. 6.2 для 1991-1995 годов. .218

314. Продолжение Рис. 6.2 для 1996-2000 годов. .219

315. Распределения среднечасовых значений индекса за 19762000 годы (толстая линия, шкала справа), за спокойный 1976 и возмущенный 1989 годы (штриховая и тонкая сплошная линии, шкала слева).221

316. Распределения числа сильных солнечных вспышек (сплошная линия 1) и вспышек с СКЛ (сплошная линия 2) и числа сильных магнитных бурь (штриховая линия 3) по месяцам, полученные методом наложения эпох за период 1976-2000 годов.222

317. Верхняя панель: положение геоэффективных сильных вспышек на солнечном диске кружки, треугольники и ромбики - событияa, b cсильных вспышек d

318. Зависимость минимума Dst индекса во время магнитных бурь от класса (потока энергии) сильных солнечных вспышек ^верхняя панель) и вспышек с СКЛ (нижняя панель). Обозначения: светлые и темные значки западные и восточные вспышки^a, b c

319. Число СМЕ и СМЕ, сопровождавшихся солнечными вспышками (штриховая и сплошная линии), после которых явно (а), вероятно (Ь), маловероятно (с) наблюдались и не наблюдались (d) магнитные бури.230

320. Распределение магнитных бурь по типам возмущений солнечного ветра.231

321. Изменение доли магнитных бурь, возбужденных МС (темная линия) и CIR (светлая линия ). Штриховая линия число солнечных пятен (шкала справа) 27, Ермолаев и Ермолаев, 2002. 232

322. Параметры плазмы и магнитного поля в магнитном облаке 1011.01.1997 г. по наблюдениям на спутнике WIND: верхние три панели модуль и два угла магнитного поля; плотность, тепловая скорость, последние три панели - два угла и модуль переносной скорости.234

323. Среднечасовые значения Dst индекса для интервала с августа 1995 г. по декабрь 1988 г., треугольники сильные магнитные бури, горизонтальные с зеленые и синие отрезки - наблюдения

324. МС и СП!, вертикальная красная линия наблюдение МУВ. . . . 236617 Продолжение Рис. 6.16.237618 Продолжение Рис. 6.16.238

325. Временной ход глобального индекса геомагнитной активности Dstдля интервала прихода магнитного облака 10-11.01.1997 г.241

326. Временной ход авроральных индексов геомагнитной активности Contracted Oval, Standard Oval и Expanded Oval для интервала прихода магнитного облака 10-11.01.1997 г.: Рис 6.21 для 10.01.1997; Рис 6.22 - для 11.01.1997. 242

327. Продолжение Рис. 6.21 для 11.01.1997. 243

328. Наблюдаемые значения числа активаций Na и минимального значения Dst индекса для периодов прихода магнитных облаков (темные кружки и сплошная линия) и магнитных бурь (светлые кружки и штриховая линия).246

329. Положения магнитопаузы по наблюдениям на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 во время прихода магнитных облаков: а в системе координат XRyz, б - в системе координат YZ.247

330. Сравнение измеренных положений магнитопаузы с моделями 218. (кружки) и [219] (ромбы). Положительное расстояние соответствует случаю, когда магнитопауза ближе к Земле, чем предсказано моделью.248

331. Изменение энергетической спектрограммы ионов во время 3 последовательных витков спутника ИНТЕРБОЛ-1 05-15.01.1997г.252

332. Изменение энергетической спектрограммы электронов во время 3 витков спутника ИНТЕРБОЛ-2 10-12.01.1997 г.254