Резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра

Рязанцева, Мария Олеговна

Резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

Рязанцева, Мария Олеговна АВТОР

кандидата физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Москва МЕСТО ЗАЩИТЫ

2005 ГОД ЗАЩИТЫ

01.03.03 КОД ВАК РФ

Диссертация по астрономии на тему «Резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра»

Автореферат диссертации на тему "Резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра"

На правах рукописи

Рязанцева Мария Олеговна

РЕЗКИЕ ГРАНИЦЫ МЕЛКОМАСШТАБНЫХ И СРЕДНЕМАСШТАБНЫХ ПЛАЗМЕННЫХ СТРУКТУР СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА

01.03.03 - физика Солнца ^

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Щ/0

Москва 2005

Работа выполнена в Институте космических исследований Российской академии наук

Научный руководитель - д.ф,- м.н., ведущий научный сотрудник ИКИ РАН Застенкер Георгий Наумович

Официальные оппоненты:

д.ф.- м.н., Иванов Ким Григорьевич (ИЗМИРАН)

д.ф,- м.н., Клейменова Наталия Георгиевна (ИФЗ)

Ведущая организация:

Астрономический институт имени П.К. Штернберга (ГАИШ МГУ)

Защита состоится « 29 » ноября 2005 г. в 11 часов

на заседании Диссертационного Совета Д 002.113.03 Института космических исследований РАН по адресу, Москва, Профсоюзная ул., 84/3?, 2-й подъезд, конференц-зал.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН Автореферат разослан « 24 » ноября 2005 г.

Ученый секретарь

Диссертационного совета, ----

кандидат физико-математических наук^5^да^./Буринская Т.М./

/7 ЯП

¿/Ё 5666

1. Общая характеристика работы

Актуальность темы

Исследования солнечного ветра продолжают оставаться одним из основных направлений в космической физике. Можно выделить несколько факторов, определяющих внимание исследователей к данной тематике Во-первых, свойства солнечного ветра отражают процессы, идущие непосредственно на Солнце, что дает нам возможность, изучая солнечный ветер, судить о природе явлений в короне Солнца и прямо регистрировать частицы вещества Солнца; во-вторых, солнечный ветер является источником почти всех магнитосферных возмущений и таким образом оказывает непосредственное влияние на Землю.

Хорошо известно, что, несмотря на высокую стабильность оптического излучения Солнца, несущего основную часть приходящей к Земле энергии, солнечный ветер, являясь постоянно существующим фактором жизни Солнца, сильно изменчив и наблюдаются самые разнообразные вариации его физических свойств в широком диапазоне амплитуд, пространственных и временных масштабов Наличие этих вариаций показывает, что расширение короны представляет собой гораздо более сложный процесс, чем стационарное истечение однородного потока плазмы, как изначально предполагалось в упрощенной паркеровской модели Характерные временные масштабы явлений при этом меняются в широких пределах (от долей секунды до десятков часов и суток). Такая изменчивость солнечного ветра представляет значительный научный интерес (как проявление изменчивости солнечной короны) Практический интерес к этой проблеме связан с воздействием вариаций плазмы солнечного ветоа на магнитосферу

Земли, а вследствие этого, и на биосферу, и на техногенную сферу В связи с этим в последнее время эта проблема вызывает интерес уже не только у научного сообщества, но и общества в целом

Крупномасштабные (длительностью порядка нескольких дней и с пространственным масштабом порядка 100 млн км) вариации солнечного ветра изучены сравнительно хорошо Границы крупномасштабных структур солнечного ветра, таких как высокоскоростные потоки, магнитные облака, медленный ветер в области гелиосферного токового слоя и т п , являются сравнительно плавными - с характерным масштабом их измерений на космическом аппарате порядка часов Различные волны в солнечном ветре (альфвеновские, магнитозвуковые и т.д.) также отличаются сравнительно медленным (десятки минут) и плавным изменением параметров. Пространственные масштабы порядка 1,5-2 млн км характерны для среднемасштабных структур солнечного ветра (длительность наблюдения 1-2 ч), а масштабы порядка 200-500 тыс км характерны для мелкомасштабных структур (длительность наблюдения 10-20 мин). Изменения параметров на границах структур среднего и малого масштаба могут иметь длительности от долей секунды до десятков минут. Наблюдение (и не только на ударных волнах) таких очень быстрых (скачкообразных) и больших по амплитуде изменений параметров на временных масштабах от единиц и долей секунды до нескольких минут отражает своеобразие солнечного ветра. В частности, одним из важных свойств солнечного ветра является наличие в нем резких (т.е с крутыми фронтами) и больших по амплитуде скачков динамического давления плазмы, которые служат проявлением границ структур среднего и малого масштабов. Эти резкие изменения динамического давления заметно воздействуют на магнитосферу Земли.

! I

„ ' 2

I «а.

Исследование таких событий стало возможным только с появлением систематических измерений плазмы с достаточно высоким временным разрешением; может быть, именно поэтому мелкомасштабным плазменным структурам, а также резким границам (порядка нескольких минут или даже секунд) среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра до сих пор не уделялось достаточного внимания. Изучению таких резких границ и была посвящена данная работа.

Цель работы

Цель диссертационной работы заключалась в экспериментальном исследовании резких границ мелкомасштабных и

среднемасштабных структур плазмы солнечного ветра, их свойств и особенностей, поведения параметров солнечного ветра на таких границах, ориентации их в пространстве, изучении места таких явлений в общей картине солнечного ветра, а также результатов взаимодействия подобных резких границ с магнитосферой Земли.

Научная новизна

На основе систематических измерений потока ионов солнечного ветра с высоким разрешением (вплоть до 60 мс) в данной работе впервые на большой статистике показано существование структур солнечного ветра с очень резкими границами (толщины этих границ могут составлять только несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов), и определены их основные статистические характеристики. Впервые показано, что резкие границы структур солнечного ветра,

наблюдающиеся на орбите Земли как быстрые изменения потока ионов солнечного ветра, в большинстве случаев не сопровождаются изменениями скорости солнечного ветра, то есть являются преимущественно изменениями плотности и неподвижны относительно среды. Кроме того, показано, что в большинстве случаев амплитуда возрастания или спада потока ионов на резкой границе солнечного ветра практически не меняется при его движении от точки либрации (1,3 млн км) к Земле, т.е. граница остается неизменной на интервалах не менее одного часа (время распространения солнечного ветра вдоль указанного расстояния). Впервые были проведены оценки наклонов резких фронтов плазмы солнечного ветра на основе многоточечных наблюдений (с использованием данных двух и более космических аппаратов). Впервые выполнены систематические оценки изменения полного давления на резких границах плазменных структур солнечного ветра. Показано, что лишь в половине случаев можно утверждать, что с точностью до 10% соблюдается баланс давлений на таких границах.

Научная и практическая ценность работы

Резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных структур солнечного ветра являются неотъемлемой частью турбулизованного солнечного ветра. Полученные в работе результаты о свойствах и особенностях таких границ, их выживаемости на расстояниях порядка 1 млн км, о возможной эволюции мелкомасштабных структур, об условиях наблюдения резких границ в солнечном ветре представляют несомненную научную ценность в изучении структуры и динамики солнечного ветра как основного переносчика возмущений от Солнца к Земле.

Практическая ценность работы заключается в том, что быстрые и большие вариации динамического давления солнечного ветра оказывают значительные воздействия на магнитосферу Земли даже во время отсутствия каких-либо изменений направления и величины межпланетного магнитного поля, что позволяет использовать результаты работы в ходе реализации программ «Космической погоды».

Основные положения, выносимые на защиту

1. Мелкомасштабные и среднемасштабные структуры солнечного ветра довольно часто имеют очень тонкие границы (толщина границ рассматриваемых плазменных структур может составлять всего несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов), которые наблюдаются как резкие (длительностью менее 10 мин) изменения потока ионов солнечного ветра при рассмотрении данных измерений с временным разрешением не хуже 1 с. Такие границы встречаются с частотой от ~ 50 раз в сутки для изменений потока в пределах 0,5-1,0-108 см"2с1 до одного раза в 5 суток для изменений, превышающих 8108см"2с"1.

2. Большая часть (около 60%) резких изменений потока ионов солнечного ветра сопровождается очень малыми (менее 2%) изменениями переносной скорости, то есть это преимущественно изменения плотности. В некоторых случаях изменения модуля и направления межпланетного магнитного поля на резких границах плазменных структур также малы.

3. Резкие и большие (>4-108 см"2 с"1 за 10 мин) изменения ионного потока наблюдаются преимущественно в солнечном ветре, который имеет плотность заметно более высокую, чем средняя, и является медленным или среднескоростным

4. Быстрые и большие (более 2 нПа) изменения динамического давления солнечного ветра, даже при отсутствии изменения ориентации и величины межпланетного магнитного поля, являются причиной подобных им быстрых вариаций магнитного поля во внешней магнитосфере и приводят к синхронным возмущениям геомагнитного поля на низких широтах, а также к возбуждению низкочастотных пульсаций на высоких широтах по данным наземных наблюдений

5. Ориентация фронтов резких границ плазменных структур солнечного ветра, в среднем, имеет существенные отклонения от плоскости, перпендикулярной линии Солнце - Земля Резкие фронты плазмы перпендикулярны линии Солнце -Земля (с точностью ± 30°) лишь примерно в половине событий, в остальных случаях наблюдаются фронты с заметно ббльшими углами наклона.

6. В подавляющем большинстве случаев изменения потока ионов солнечного ветра и модуля магнитного поля имеют противоположный знак, то есть имеется тенденция к сохранению баланса давлений на границах структур солнечного ветра. При этом примерно в половине событий суммарное (т е. тепловое плюс магнитное) давление меняется на границе более, чем на 10%, а в 13% событий даже более, чем на 30%. В тех случаях, когда баланс давлений сохраняется, магнитное давление обычно сравнимо по

величине с тепловым давлением. В противном случае тепловое давление, как правило, заметно преобладает над магнитным.

Апробация работы

Результаты диссертации докладывались автором на многих научных конференциях, в том числе на международных геофизических конгрессах «General Assembly EGS» (Nice, France, April 2002), AGU (San Francisco, USA, December 2002), «EGS-AGU-EUG Joint Assembly» (Nice, France, April 2003), «Assembly COSPAR-2004» (Paris, France, July 2004), «General Assembly EGU» (Vienna, Austria, April 2005), IAGA Scientific Assembly (Toulouse , France , July 2005), на международных студенческих конференциях «WDS'01» (Prague, June 2001), «WDS'02» (Prague, June 2002) и «WDS'03» (Prague, June 2003), на международных конференциях «Magnetospheric Response to Solar Activity» (Prague, September 2003), «International Conference Problems of Geocosmos» (Санкт-Петербург, июнь 2004), на «Всероссийской конференции по физике солнечно-земных связей» (Иркутск, сентябрь 2001), а также на Всероссийской конференции «Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности» (Нижний Новгород, июнь 2003).

Основные результаты диссертации опубликованы в 13 статьях в российских и зарубежных журналах.

Личный вклад

Диссертантом была развита методика и определены критерии отбора вышеописанных событий. С помощью разработанного программного обеспечения диссертантом был проведен анализ

данных систематических измерений на предмет выявления и исследования различных свойств и особенностей резких возрастаний и спадов потока ионов солнечного ветра. Диссертантом были выполнены многочисленные расчеты, необходимые для детального анализа явления.

Все результаты диссертации, опубликованные в работах, в которых диссертант является первым автором, были получены при определяющем вкладе автора. В других работах, выполненных с соавторами, все соавторы внесли равный научный вклад.

2. Содержание работы

Диссертация состоит из Введения, четырех глав и Заключения. Объем диссертации 140 страниц, включая 56 рисунков, 3 таблицы и список литературы из 125 библиографических ссылок.

Во ВВЕДЕНИИ сформулирована тема диссертации, обоснована ее актуальность, обозначены цели работы и направления исследований, описана структура диссертации. Проведен экскурс в историю вопроса, а также обзор литературы по вопросам, связанным с темой диссертации.

В ГЛАВЕ 1 дано краткое описание приборов и методики проведения измерений. Используемые в диссертации данные получены на основе анализа рядов долговременных высокоскоростных (с разрешением не хуже 1 с и вплоть до 60 мс) измерений потока ионов солнечного ветра с помощью интегрального цилиндра Фарадея в приборе ВДП (всенаправленный датчик плазмы) на российском высокоапогейном спутнике "Интербол-1". Для анализа отдельных событий использовались также измерения

межпланетного магнитного поля (ММП) с помощью феррозондовых магнитометров ФМ-ЗИ и МИФ на том же спутнике Измерения широкого набора параметров плазмы и магнитного поля (с разрешением 1-1,5 мин) на аппаратах WIND , IMP-8 , Geotail и АСЕ для того же периода времени (база данных NSSDC NASA) позволили определить условия в солнечном ветре, сопровождавшие то или иное событие, а также провести многоточечный анализ, необходимый для оценки наклонов фронтов исследуемых событий

Результаты работы продемонстрировали эффективность использования данных измерений спутника "Интербол-1" для выявления быстрых вариаций в солнечном ветре.

В ГЛАВЕ 2 приводятся результаты детального исследования больших по амплитуде (изменение на 20% и более) и резких (быстрее, чем за десять минут) изменений потока ионов в солнечном ветре Источником данных явились систематические измерения с высоким разрешением на спутнике "Интербол-1" в период 1996-2000 гг. Рассмотрено поведение параметров солнечного ветра во время наблюдения резких границ данного типа и характеристики таких границ.

На большой статистике была определена «встречаемость», т е частота наблюдения резких изменений потока ионов (и динамического давления) солнечного ветра в зависимости от их амплитуды от примерно 50 раз в сутки для изменений в пределах 0,5-1,0-10® см"2с"1 до одного раза в 5 суток для изменений, превышающих 8-108 см"2с~1 . По относительной величине резкие изменения потока ионов распределены в диапазоне от 20% до нескольких раз. Детально изучены свойства резких и больших изменений потока ионов (превышающих 4 108 см'2с"1 ). Показано, что наиболее часто встречается возрастание или спад потока

(динамического давления) в 1,5-2 раза, а также что большие по амплитуде (>4-108 см"2 с"1) изменения потока ионов солнечного ветра в большинстве случаев происходят весьма быстро Более чем в 50% случаев указанные изменения наблюдаются за времена < 1 мин, в 20% случаев длительность событий составляет < 5 с Наблюдаются также отдельные события с длительностью фронта, равной долям секунды Информация о длительности наблюдаемых событий, о скорости и температуре солнечного ветра, а также напряженности магнитного поля позволяет оценить пространственную толщину границ рассматриваемых плазменных структур, которые в случае резких границ могут составлять всего несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов Так, например, для длительности скачка потока ~ 1 с и скорости солнечного ветра около 400 км/с пространственный масштаб границы структуры составляет 400 км. При типичной тепловой скорости протонов - 20-30 км/с и типичном магнитном поле, равном приблизительно 10 нТ, толщина такой границы составляет около 10 протонных гирорадиусов.

Проведено подробное исследование поведения параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля для группы событий с изменением потока >4-10® см"2 с"1. Показано, что большая часть изменений потока ионов солнечного ветра сопровождается очень малыми изменениями переносной скорости: в 60% случаев переносная скорость изменяется менее чем на 10 км/с, то есть изменения потока являются преимущественно изменениями плотности и не перемещаются относительно среды. Звуковая и альфвеновская скорости для солнечного ветра значительно превышают изменения направленной скорости на таких событиях. В некоторых случаях изменения модуля и направления межпланетного магнитного поля на границе структуры также малы, примерно в 30% случаев изменение модуля магнитного поля

составляет менее 2 нТ и примерно в 40% случаев направление поля остается неизменным в пределах менее 30°.

Проанализирован вопрос о возможных условиях наблюдения резких границ плазменных структур солнечного ветра; показано, что они преимущественно наблюдаются в медленном или среднескоростном солнечном ветре, имеющем высокую плотность, и практически не связаны с приходом к Земле магнитных облаков и областей взаимодействия быстрого и медленного солнечного ветра.

Обнаружена неравномерность распределения описываемых явлений по шкале времени, показано, что резкие и большие скачки плотности солнечного ветра группируются в отдельных интервалах, составляющих только малую долю полного периода наблюдений

Весьма интересным является вопрос о том, где возникают наблюдаемые на орбите Земли резкие скачки плотности солнечного ветра - вблизи Солнца или же.при движении солнечного ветра от Солнца до Земли. В настоящее время доказательно ответить на этот вопрос не представляется возможным, однако можно привести ряд качественных соображений Было высказано предположение о том, что рассматриваемые события - результат проявления на орбите Земли тонкой лучистой структуры пояса стримеров короны Солнца, то есть они должны наблюдаться, главным образом, в гелиосферном плазменном слое, однако результаты наблюдения резких скачков потока (плотности) плазмы не дали убедительных доказательств как в пользу этой гипотезы, так и против нее. Что касается возможности возникновения подобных явлений по пути движения солнечного ветра от Солнца до Земли, то вопрос о характере плазменных неустойчивостей, которые, как можно предположить, приводили бы к сильному укручению фронтов неоднородностей плотности на пути движения плазмы от Солнца к Земле, остается еще не исследованным

Кроме того, в нескольких событиях наблюдалось, что весьма резкие границы структур солнечного ветра (с длительностями около 1 с и менее) на пути от КА WIND до КА "Интербол-1" не расплываются и не деформируются при движении солнечного ветра на расстояниях до 1 млн км

Проведено сопоставление больших и быстрых изменений динамического давления солнечного ветра по данным спутника "Интербол-1" и аппарата WIND с одновременными возмущениями магнитного поля в магнитосфере, измеренными на геостационарной орбите на спутниках GOES-8, 9 и 10. Показано, что быстрые и большие изменения динамического давления солнечного ветра всегда являются причиной быстрых вариаций магнитного поля во внешней магнитосфере независимо от поведения межпланетного магнитного поля На отдельных примерах показано, что воздействие резких и больших по амплитуде изменений динамического давления солнечного ветра проявляется также и в наземных наблюдениях, приводя к синхронным возмущениям геомагнитного поля на низких широтах и к возбуждению низкочастотных пульсаций на высоких широтах.

ГЛАВА 3 посвящена сопоставлению одновременных наблюдений больших и резких скачков потока ионов солнечного ветра на нескольких космических аппаратах. Такое сопоставление свидетельствует об их хорошей корреляции, что указывает на достаточную (не менее одного часа) стабильность их во времени и довольно высокую однородность в направлении, перпендикулярном линии Солнце - Земля, на масштабе порядка 50-80 RE. Рассмотрена возможная зависимость отличий в амплитуде и виде скачка от пространственного расположения аппаратов, не обнаружено корреляции этих различий с изменением расстояния

между аппаратами как вдоль линии Солнце - Земля, так и поперек нее.

На основе анализа временных задержек в наблюдении на нескольких космических аппаратах фронтов больших и резких скачков потока ионов (плотности) плазмы солнечного ветра удалось впервые определить ориентацию этих фронтов как относительно линии Солнце - Земля, так и в трехмерном пространстве. Процедура определения "одномерного" угла наклона фронта заключалась в следующем: для плоского фронта время его движения между двумя аппаратами в общем виде определяется как сумма времени конвективного движения фронта между аппаратами и времени дополнительной задержки (положительной или отрицательной) регистрации фронта, обусловленной его наклоном На основе информации о расположении аппаратов и о величине задержки (как разнице между различием во времени наблюдения фронтов на разных КА и времени конвективного движения солнечного ветра между ними) для каждого из исследуемых явлений были проведены оценки угла, отражающего ориентацию соответствующих фронтов.

Процедура определения углов наклонов фронтов в трехмерном пространстве проводилась аналогичным образом, но с использованием данных трех и более аппаратов. Наклоны резких фронтов потока (плотности) плазмы к линии Солнце - Земля или к плоскости эклиптики и плоскости Хзе^эе имеют достаточно широкий спектр распределения ориентации нормалей к фронту вплоть до самых больших отклонений. При этом несколько преобладает число фронтов, ориентированных в направлении закрутки паркеровской спирали. Средний наклон рассмотренных фронтов к плоскости, перпендикулярной линии Солнце - Земля, составляет около 30°, однако количество фронтов с большими углами наклона (больше 30°) составляет около 50% от общего их числа. Пространственное

распределение углов ориентации плоскости фронта часто соответствует большим наклонам фронта к обоим координатным плоскостям - XseYse и XseZse-

Важнейшим вопросом для оценки надежности полученных выше наклонов фронтов плазмы является применимость базовой гипотезы о том, что фронт резкого скачка действительно можно считать достаточно плоским для расстояний между космическими аппаратами в несколько десятков RE. Проверка этого предположения была сделана путем сравнения углов наклона, определенных для одного и того же события независимо по задержкам наблюдений на двух разных парах аппаратов: "Интербол-Г / WIND и IMP-8 / WIND (или Geotail / WIND). Совпадение этих оценок для разных пар свидетельствовало об обоснованности в большинстве случаев гипотезы о плоском фронте для рассматриваемых масштабов (-80 RE).

Таким образом, общепринятое предположение об ориентации резких фронтов плазмы перпендикулярно линии Солнце - Земля выполняется (с точностью ± 30е) лишь примерно в половине событий. Данный факт важно учитывать при исследовании пространственно-временных корреляций параметров солнечного ветра по нескольким космическим аппаратам Вопрос о взаимодействии солнечного ветра с магнитосферой также требует учета ориентации фронтов в плазме и в магнитном поле для более точной оценки времени прихода возмущений и положения области их набегания на околоземную ударную волну и магнитопаузу.

Для отдельных событий с достаточно сильным изменением модуля межпланетного магнитного поля, синхронным с изменением потока ионов солнечного ветра, было проведено сопоставление ориентаций плазменных и магнитных фронтов Показано хорошее соответствие этих ориентаций для нескольких конкретных случаев.

В ГЛАВЕ 4 рассмотрен вопрос о балансе и дисбалансе давления на резких скачках потока ионов солнечного ветра Полное давление определялось как сумма тепловых давлений протонов, электронов, альфа-частиц и магнитного давления. Для этого использовались данные космического аппарата WIND (ионная и электронная температуры, переносная скорость солнечного ветра, магнитное поле) и спутника "Интербол-1" (поток ионов солнечного ветра, магнитное поле) На основании этих же данных вычислялись величины параметра [3 (отношения теплового и магнитного давлений). Вклад альфа-частиц в полное тепловое давление приближенно принимался равным одной десятой от вклада протонов.

Приведены результаты статистики баланса давлений на 207 резких границах. В 55% событий суммарное (т.е. изотропное тепловое плюс магнитное) давление сохраняется с точностью до 10% , а в 13% событий суммарное давление меняется на границе более, чем на 30%. Влияние возможной анизотропии ионной температуры как причины дисбаланса таким образом оцененного давления оказывается весьма малым. Для этой оценки был проведен статистический анализ анизотропии протонных температур (по данным прибора SWE на аппарате WIND) для ряда рассматриваемых событий (155 событий). Показано, что в среднем анизотропия температуры ионов как для случаев с сохранением, так и для случаев с несохранением баланса давлений составляет приблизительно 1,1 Число событий с анизотропией 1,2 -1,4 несколько преобладает для событий с дисбалансом давлений. При замене в оценке баланса давлений изотропной температуры на перпендикулярную магнитному полю составляющую ионной температуры количество событий с дисбалансом давлений уменьшилось на 15% (по отношению к оценке на основе изотропной температуры), а число событий с балансом давлений увеличилось

на 2%, так что можно сказать' существенных изменений в статистических результатах не наблюдалось

Показано, что в тех случаях, когда баланс давлений сохраняется, магнитное давление обычно сравнимо по величине с плазменным давлением В тех же случаях, когда баланс давлений не сохраняется, изотропное тепловое давление, как правило, преобладает над магнитным давлением. Для событий с несохранением баланса давлений может быть рассмотрена возможная эволюция размеров мелкомасштабных структур солнечного ветра. Сравнение наблюдения эволюции узкого импульса потока и поля в плазме солнечного ветра с МГД -моделированием изменения ширины импульса в движущейся среде дает хорошее их совпадение.

Проведена классификация рассматриваемых резких границ по гидродинамическим типам разрывов, в частности, около 50% этих границ удовлетворяют признакам тангенциального разрыва.

В ЗАКЛЮЧЕНИИ сформулированы основные результаты и выводы работы.

Основные результаты диссертационной работы

1. Проведено детальное исследование резких границ мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра, на основе систематических измерений спутника "Интербол-1" с высоким временным разрешением (измерения проводились на орбите Земли). Такие границы наблюдаются как быстрые и большие по амплитуде изменения ^потока ионов солнечного ветра

2. Изучено поведение параметров солнечного ветра (направленная скорость, тепловая скорость) и межпланетного магнитного поля во время рассматриваемых резких изменений потока ионов солнечного ветра Установлено, что резкие и большие по амплитуде изменения потока ионов солнечного ветра являются преимущественно изменениями плотности Исследованы типичные условия солнечного ветра, в которых чаще всего наблюдаются резкие скачки потока ионов солнечного ветра.

3. Установлено влияние резких и больших по амплитуде изменений динамического давления солнечного ветра на геомагнитное поле Земли даже при отсутствии вариаций величины и направления межпланетного магнитного поля.

4 Оценены наклоны фронтов больших и резких скачков потока ионов солнечного ветра как относительно линии Солнце -Земля, так и в трехмерном пространстве. Получено, что в 50% случаев эти фронты имеют наклоны > 30° к плоскости, перпендикулярной линии Солнце - Земля.

5. Изучен вопрос о сохранении и несохранении баланса суммарного (теплового плюс магнитного) давления на резких границах структур солнечного ветра. Показано, что лишь в половине случаев можно утверждать о соблюдении баланса давлений на таких границах с точностью до 10%.

Список основных работ автора по теме диссертации:

Рязанцева М.О., Далин П А , Застенкер Г Н Статистический анализ быстрых и больших импульсов потока ионов (плотности) солнечного ветра по данным спутника "Интербол-1" Труды конференции по физике солнечно - земных связей, Иркутск, 2429 сентября 2001г. // Солнечно-земная физика 2002. Вып 2 (115). Иркутск. С.89-92.

Застенкер Г.Н,. Далин П.А, Рязанцева М.О. О надежности предсказания прихода к Земле возмущений солнечного ветра и межпланетного магнитного поля по данным удаленного монитора Труды конференции по физике солнечно-земных связей, Иркутск, 24-29 сентября 2001 г // Солнечно-земная физика. 2002. Вып 2 (115). Иркутск. С.64-67.

Рязанцева М.О, Далин П.А., Застенкер ГН, Пархомов В А., Еселевич В.Г, Еселевич М.В., Ричардсон Дж. Свойства резких и больших скачков потока ионов (плотности) солнечного ветра // Космич. исслед. 2003. Т.41. №4. С. 405-416.

Рязанцева М.О, Далин П.А., Застенкер Г Н , Ричардсон Дж. Ориентация резких фронтов плазмы солнечного ветра // Космич. исслед. 2003. Т.41. №4. С. 395-404.

Бархатов H.A., Королев A.B., Застенкер Г Н , Рязанцева М.О., Далин П.А. МГД - моделирование динамики резких возмущений межпланетной среды в сравнении с наблюдениями на космических аппаратах// Космич исслед 2003 Т.41. №6. С. 563573.

Бархатов H.A., Королев А.В , Застенкер Г Н , Рязанцева М.О , Далин П.А. МГД - моделирование плазменных импульсов в солнечном ветре // Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности Сборник докладов конференции Нижний Новгород. 2003. С.201-204.

Рязанцева М.О., Хабарова О В , Застенкер Г.Н , Ричардсон Дж Резкие границы пламенных структур солнечного ветра и баланс давлений на них//Космич. исслед 2005. Т. 43 № 3, С.163-170.

Riazantseva М.О., Datin Р.А , Zastenker G.N. Statistical study of the sharp and large solar wind ion flux changes by INTERBALL-1 satellite measurements // Proceedings of WDS'01 Conference. Part II. Physics of plasmas and ionized media 2001. P.233-238

Riazantseva M.O, Dalin P A, Zastenker G.N. Orientation of the sharp solar wind plasma fronts // Proceedings of WDS'02 Conference. Part II Physics of plasmas and ionized media. 2002. P.238-243.

Riazantseva M.O, Skals'ky A A, Zastenker G.N., Asadchy A.Yu. Comparision of the inclinations of near simultaneous sharp solar wind plasma and IMF phase fronts // Proceedings of WDS'03 Conference. Part II. Physics of plasmas and ionized media. 2003. P. 276-281.

Riazantseva M.O., Zastenker G.N., Richardson J D. The Sharp Boundaries of the Solar Wind Plasma and Magnetic Field Structures // Proceedings of international conference "Problems of Geocosmos ". St-Petersburg. 2004. P.146-149.

Borodkova N., Zastenker G., Riazantseva M., Richardson J. Large and sharp solar wind dynamic pressure variations as a source of geomagnetic field disturbances at the geosynchronous orbit II Planet. Space Sci., 2005., V.53 №1-3. P. 25-32.

Parkhomov V. A., Riazantseva M. O, Zastenker G. N. Local amplification of auroral electrojet as a response to a sharp solar wind pressure pulse // Planet. Space Sci., 2005. V.53. №1-3. P.265-274.

055(02)2 Ротапринт ИКИ РАН

Москва, 117997, Профсоюзная, 84/32 Подписано к печати 31 08 2005 Заказ 2012 Формат 70x108/32 Тираж 100 1,0 уч -изд.л

«Г

»19900

РНБ Русский фонд 2006-4

17557

Содержание диссертации автор исследовательской работы: кандидата физико-математических наук, Рязанцева, Мария Олеговна

Введение.

Глава 1. Краткое описание приборов и экспериментальных данных, использовавшихся в работе.

Глава 2. Резкие и большие по амплитуде скачки потока ионов (плотности и динамического давления) плазмы солнечного ветра.

2.1 Статистика наблюдений скачков потока ионов солнечного ветра.

2.2 Характеристики резких и больших по амплитуде скачков потока.

2.3 Поведение различных параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля во время больших (с!Р>4-10 см" с" ) и быстрых скачков потока.

2.4. Условия наблюдения резких границ плазменных структур солнечного ветра

2.5 Влияние резких и больших по амплитуде скачков динамического давления солнечного ветра на геомагнитное поле Земли.

2.6. О возможном источнике резких и больших по амплитуде скачков потока ионов плотности) солнечного ветра.

2.7 Выводы.

Глава 3. Многоточечные измерения резких скачков солнечного ветра и наклоны соответствующих фронтов

3.1 Сопоставление наблюдений резких и больших по амплитуде скачков потока ионов одновременно на нескольких космических аппаратах.

3.2 Радиальное распространение солнечного ветра и ориентация плазменных и магнитных структур в солнечном ветре.

3.3 Определение «одномерной» ориентации фронтов путем сравнения данных двух аппаратов.

3.4 Проверка базовой гипотезы на основе одновременных наблюдений на трех космических аппаратах.

3.5 Определение «двумерной» ориентации фронтов плазмы в пространстве.

3.6 Сравнение наклонов плазменных и магнитных фронтов.

3.7 Выводы.

Глава 4. Баланс давлений на резких границах плазменных структур солнечного ветра

4.1 Оценка баланса давлений на резких границах структур солнечного ветра. Тенденции. Примеры.

4.2 Статистика баланса давлений на скачках потока ионов солнечного ветра.

Свойства границ структур с несоблюдением баланса давлений.

4.3.Баланс давлений и эволюция структур солнечного ветра и их границ. МГД моделирование динамики резких возмущений межпланетной среды в сравнении с наблюдениями на космических аппаратах.

4.4 Типы разрывов на скачках потока ионов солнечного ветра.

4.5 Выводы.

Введение диссертация по астрономии, на тему "Резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра"

Данная работа посвящена изучению свойств и динамики солнечного ветра. Солнечным ветром в космической физике называют истечение ионизованной плазмы из короны Солнца. Такое истечение плазмы связано с высокой температурой короны (несколько миллионов градусов) и с очень низким давлением межзвездной среды на границе Солнечной системы. Солнечная корона не находится в гидростатическом равновесии, а непрерывно расширяется в межпланетное пространство [Parker, 1958]. Такое сверхзвуковое непрерывное расширение солнечной короны определяет также природу и конфигурацию межпланетного магнитного поля [Parker, 1963].

Косвенные свидетельства существования непрерывного потока плазмы от Солнца были получены из наблюдений отклонения хвостов комет [Biermann, 1953].

Первые прямые наблюдения солнечного ветра были выполнены советскими космическими зондами, запущенными в 1959 г. Плазменные датчики были установлены на борту космических аппаратов «Луна-2» и «Луна-3». Согласно этим измерениям, плотность потока положительных ионов с энергиями выше 50эВ на единицу заряда составляла несколько единиц на 108 см'2 с"1 для каждого из упомянутых аппаратов [Грингауз и др., I960; Gringaus, 1961]. В результате измерений не получили подтверждения предположения о существовании неподвижной или медленно текущей плазмы. Американский космический зонд «Эксплорер-10», запущенный в 1961 г., имел на борту более совершенные датчики, способные измерять потоки положительных ионов с несколькими пороговыми энергиями на единицу заряда. В этих измерениях была получена плотность потока (1-2)-108 см"2с"1 [Bonneti et al., 1963]. В конце 1962 года с запуском к Венере аппарата «Маринер-2», были получены окончательные доказательства существования солнечного ветра - в течение трех месяцев почти непрерывных измерений приборы постоянно показывали присутствие потока плазмы со скоростью в несколько сот км/с [Snyder and Neugebauer, 1964; Neugebauer and Snyder, 1966]. Результаты измерений плотности протонов и соответствующих скоростей потока неплохо соответствовали предсказаниям модели Паркера в части основных свойств солнечного ветра.

В Таблицах 1 и 2 представлены основные параметры солнечного ветра, а также характеристики потоков солнечного ветра [Kivelson and Russell, 1995; Gombosi, 1998]. Последние результаты, используемые в таблицах, были получены в мае 1999 года, когда наблюдались уникально низкие значения плотности солнечного ветра (<1 см'3) [Ье а1., 1999].

Химический состав солнечного ветра, соответствует химическому составу солнечной короны. Основным элементом является водород 'Н+. Содержание гелия 4Не++ составляет в среднем около 5%. Содержится некоторое количество и других элементов: однократно ионизированный 4Не, а также ионы 1бО, 2831 и 56Ре, изотопы 3Не и 20Ые. Такие исследования были впервые проведены на космическом аппарате «Вела-3» [Вате е1 а1., 1968] и дополнены измерениями на спутниках «Прогноз -7,8» [Уегшо1аеу еЬ а!., 1994].

Таб. 1. Основные параметры солнечного ветра на 1 А.Е.

Параметр Един. Измер. Среднее Значение Средн. кв. отклонен. Наблюдав, пределы

Плотность (») см"3 8 6.6 0.2-150

Скорость (V) км/с 450 120 280-2100

Угол скор, (phi) град 0 3 0-20

Угол скор, (thêta) град 0 2 0-15

Темп, ионов. (7Ï) эВ 9 8 2-100

Темп, электр. (Те) эВ 13 4 5-100

Отн. плотн. (njnp) Гелия % 4 2 ~ 0-20

Магн. поле (В) нТл 5 3 1-50

Угол маг. поля (phi) град -45 40 -180 - +180

Угол маг. поля (thêta) град 0 25 -90-+90

Таб. 2. Характеристики потоков солнечного ветра на 1. А.Е.

Параметр Един, измер. Среднее значение Средн. кв. отклонен. Наблюдав. Пределы

Поток ионов Р=п-Г 108 см*2с"1 4 3 0.1-50

Поток массы 10'16 г/см2с 7 4 0.2-80

Поток кинетич. Энергии Эрг/см2с 0.7 0.5 0.02-50

Время движения к Земле Сут. 4 1 1-6

Более 30 лет исследования солнечного ветра продолжают оставаться одним из основных направлений в космической физике. Можно выделить несколько факторов, определяющих внимание исследователей к данной тематике. Во-первых, свойства солнечного ветра отражают процессы, идущие непосредственно на Солнце, * что дает нам возможность, хоть и косвенно, изучая солнечный ветер, судить о природе явлений в короне Солнца и прямо регистрировать частицы вещества Солнца; во-вторых, солнечный ветер является источником почти всех магнитосферных возмущений, и таким образом оказывает непосредственное влияние на Землю.

Хорошо известно, что солнечный ветер сильно изменчив и наблюдаются самые разнообразные вариации его физических свойств в широком диапазоне амплитуд, пространственных и временных масштабов [Хундхаузен, 1976]. Наличие этих вариаций показывает, что расширение короны представляет собой гораздо более сложный процесс, чем стационарное истечение однородного потока плазмы, как изначально предполагал Паркер. Характерные временные масштабы явлений при этом меняются в широких пределах от долей секунды (плазменные волны и «шумы») до десятков часов и суток (вариации, связанные с неоднородностью солнечной короны и крупномасштабными изменениями ее структуры) [Фелдман и др., 1980; Schwenn and Marsch, 1991].

Границы крупномасштабных структур солнечного ветра, таких как высокоскоростные потоки, магнитные облака, медленный ветер в области гелиосферного токового слоя и т.п., являются сравнительно плавными - с характерным масштабом измерений на космическом аппарате порядка часов. Различные волны в солнечном ветре (альфвеновские, магнитозвуковые и т.д.) также отличаются сравнительно медленным (десятки минут) и плавным изменением параметров [Schwenn and Marsch, 1991]. Более быстрые (за единицы минут) изменения параметров плазмы солнечного ветра наблюдались на фронтах межпланетных ударных волн [Застенкер и Бородкова, 1984], а для магнитного поля -на разнообразных магнитогидродинамических разрывах [Шухтина и др., 1999]. 4 Типы солнечного ветра можно разделить на две основные группы: квазистационарные и нестационарные. Квазистационарные потоки солнечного ветра связаны со структурными образованиями магнитного поля Солнца с характерным временем жизни от нескольких суток до нескольких недель-месяцев. К нестационарным относятся потоки, источниками которых являются нестационарные явления на Солнце, с временами жизни менее суток. Законченной классификации типов солнечного ветра до сих пор не существует. Ниже будет дано описание разных типов солнечного ветра и их солнечных источников, а также идентификация этих типов потоков на орбите Земли.

Квазистационарные потоки

1. Высокоскоростной поток от корональных дыр

Корональные дыры это области, располагающиеся над поверхностью солнца, внутри больших униполярных магнитных областей. Границы КД повторяют форму нейтральной линии на некотором расстоянии от нее. В пределах КД нет нейтральных линий и нет никаких замкнутых структур. Рождение и разрушение, а также размеры и положение КД на поверхности Солнца зависят от конфигурации магнитных полей Солнца, с чем и связаны изменения КД в цикле солнечной активности. КД являются долгоживущими образованиями со средним временем жизни для фазы спада солнечного цикла от 3 до 20 солнечных оборотов, а для фазы около максимума солнечной активности около 1-2 солнечных оборотов. Время жизни униполярных структур превышает время жизни КД. Наблюдения КД на Земле проводятся в линии Не1 1083 нм, и на спектрогелиограммах получают локализацию КД. Главным отличием КД от нормальной спокойной короны является то, что их электромагнитное излучение меньше во всем диапазоне длин волн. Особенно хорошо КД видны на диске в мягких Х-лучах и в крайнем ультрафиолетовом излучении. КД - это области короны с аномально низкой концентрацией и температурой плазмы, причем концентрация плазмы уменьшается, а величина скорости плазмы значительно растет с увеличением степени нерадиальности конфигурации магнитного поля. Корональные дыры являются солнечным источником высокоскоростного потока (ВСП) солнечного ветра. Основные параметры ВСП изучены в работах [Yermolaev and Zastenker, 1994; Yermolaev, Stupin, 1997]. Размеры ВСП на орбите Земли в среднем приблизительно в два раза больше соответствующей ему КД. Продолжительность пересечения Землей тела ВСП от 1 до 10 дней. Средние значения параметров для тела ВСП составляют:

Fp=450-650 км/с; пр=6 см"3; £=(4+9) нТ, Тр= 10.104 К (растет при увеличении скорости); параметр /3 <1; высокое содержание гелия (4 -6)% [Yermolaev and Zastenker, 1994; Yermolaev, Stupin, 1997]. Параметры ВСП от КД очень сильно изменяются как от потока к потоку, так и внутри потока, но основные свойства, а именно, не изменяющаяся в теле потока величина модуля магнитного поля В, низкая, часто ниже, чем для спокойного солнечного ветра, концентрация п, высокая скорость, очень медленно падающая в течение нескольких дней, остаются обязательными для тела ВСП от КД. На границе ВСП и низкоскоростного солнечного ветра происходит взаимодействие плазмы разных свойств и происхождения (кромка ВСП) Лидирующая передняя кромка ВСП от КД образуется * в результате вращения ВСП вместе с Солнцем, и здесь быстрый ветер догоняет медленный, образуя область сжатия. Для кромки характерны следующие изменения параметров: увеличивается скорость от уровня спокойного солнечного ветра до скорости в теле ВСП (в среднем от V= 350 до 550 км/с); концентрация п резко увеличивается от спокойного солнечного ветра (5см"3) до 20 см"3 и затем резко падает до 5 см"3 и менее; Г возрастает приблизительно от (2-3) -104К до(10-15)-10 К в теле ВСП; распределение В имеет колоколообразную форму с максимумом около 12-15 нТ. т.о. для кромки ВСП: ^,=550 км/с; пр=20 см'3; 7>=(10-15).104 К. Помимо передней кромки, у ВСП есть и вторая, задняя кромка, однако она очень размыта и идентифицируется только по небольшим увеличениям п и В, Скорость при этом уже почти уменьшена до скорости спокойного солнечного ветра, и эта кромка мало ^ геоэффективна. Пересечение Землей кромки ВСП продолжается около 12-15 часов.

2. Гелиосферный токовый слой и стример

К квазистационарным типам солнечного ветра относятся также гелиосферный токовый слой (ГТС) и корональный стример. ГТС образуется как разделяющая поверхность между потоками, переносящими крупномасштабные магнитные поля противоположной полярности. Гелиосферный токовый слой опоясывает Солнце и он является центральной частью гелиосферного плазменного слоя представляющего из себя пояс корональных лучей (стримеров). Эти корональные лучи начинаются из вершин шлемовидных структур, которые имеют в основании замкнутую конфигурацию магнитных силовых линий, но магнитные поля самих лучей имеют открытую, не сходящуюся конфигурацию. Из-за специфической конфигурации магнитного поля в ГТС и в стримере плотность потока уменьшается с расстоянием медленнее, чем при обычном радиальном течении, обеспечивая, таким « образом, высокую плотность плазмы в потоке [Yermolaev and Stupin, 1997].

Гелиосферный токовый слой виден на диске Солнца как нейтральная линия, где радиальная компонента равняется нулю. ГТС является очень стабильным образованием во всей гелиосфере и существует без существенных изменений годы, хотя форма ГТС, определяемая распределением крупномасштабных магнитных полей на Солнце, может меняться от одного солнечного оборота к другому. Форма ГТС и его расположение особенно ярко изменяются в течение цикла солнечной активности: в годы минимума ГТС находится примерно в экваториальной плоскости Солнца, в остальное время, особенно на максимуме цикла, его форма и расположение могут быть произвольными. На орбите Земли ГТС идентифицируется как граница секторной структуры межпланетного магнитного поля (ММП) (происходит смена знака радиальной составляющей ММП), здесь самая минимальная скорость и самая высокая плотность солнечного ветра. Именно по этим свойствам происходит идентификация ГТС. Для стримера характерны меньшая, чем в ГТС, но все же увеличенная по сравнению с невозмущенным ветром, плотность, большая, чем в ГТС скорость, увеличение по сравнению с ГТС модуля В. Вообще, самым важным отличием от других типов солнечного ветра для гелиосферного плазменного слоя и ГТС, является смена знака ММП, и, как внутренне присущее им свойство, высокая плотность. В среднем для спокойного щ стримера характерны следующие величины параметров [Yermolaev and Stupin, 1997] Vp=360 км/с; ^=(10-15) см'3; 7^=5.104 К; В=(7-10) нТ, а для спокойного ГТС: ^,=350 км/с; Ир=(20-30) см"3; Гр=5.104 К. Для спокойного плазменного слоя характерна симметричность величин параметров по обе стороны от ГТС. Возмущенный стример на орбите Земли появляется в результате его взаимодействия с возмущенными потоками солнечного ветра, которые могут тормозиться плотной плазмой стримера, образуя к моменту прихода к Земле сложное возмущение. В результате этого может происходить нарушение симметрии стримера, увеличение всех параметров стримера и ГТС, которые могут сильно отличаться от одного события к другому: здесь возможны одни из самых высоких значений для солнечного ветра плотности («>50 см"3 ), скорости могут увеличиваться до (450500) км/с, возрастание модуля В, увеличение потока массы и плотности потока энергии.

3. Межпотоковая плазма:

Среди квазистационарных потоков в работе [Huddleston et al.,1995] выделен также тип низкоскоростной холодной плотной плазмы, который возникает в солнечном ветре между стримером и высокоскоростными потоками от КД. Этот тип на орбите Земли идентифицируется как некомпрессионное увеличение плотности и характеризуется малой величиной модуля В = 3 нТ; низкой Г=2.104 К; низкой скоростью V=350 км/с и несколько повышенной плотностью «=(10-20 см"3).

Особенно часто этот тип потока солнечного ветра встречается на спаде солнечного цикла, когда до 75% всех крупномасштабных корональных дыр сопровождались некомпрессионным увеличением плотности в солнечном ветре. Продолжительность пересечения этих потоков Землей составляет приблизительно 14 ч.

Нестационарные потоки:

Нестационарные потоки солнечного ветра вызываются нестационарными спорадическими явлениями на Солнце. Наиболее эффективными из них являются хромосферные вспышки, когда значительное количество энергии (1032 -1033) эрг выделяется за сравнительно короткое время (2-103 с). В оптическом диапазоне вспышка, проявляется как внезапное увеличение яркости излучения в линии На. Одновременно наблюдаются интенсивные рентгеновское, ультрафиолетовое и радиоизлучения, ударные волны, выбросы облаков плазмы. Параметрами оптической вспышки является балл, определяемый по величине площади по пятибалльной шкале, длительность и яркость. Вспышки видны от нескольких минут до нескольких часов, наиболее вероятная длительность вспышки около 1 ч для балла 3 и 4. По сопровождающим вспышку всплескам мягкого рентгеновского излучения и по их максимальной интенсивности в интервале 1-8 А вспышки делят на 3 класса: (С, М, X). Между характеристиками вспышек по оптическими и рентгеновским признакам нет однозначного соответствия. Большинство солнечных вспышек возникает в сложных мультиполярных активных областях в период их быстрой эволюции.

Первичными во вспышечном комплексе, по всей видимости [Gosling, 1993; Gosling et al., 1991; Gosling et al., 1990], являются так называемые корональные выбросы массы. Энергия корональных выбросов массы на порядок больше энергии самых больших оптических вспышек, и начинаются они на уровне фотосферы и хромосферы на 15-25 минут раньше. Еще одним возможным источником спорадического нестационарного потока солнечного ветра является внезапное исчезновение больших темных волокон (протуберанцев), наблюдаемых на диске в поглощении линии На. Характерное время этого события составляет от десятков минут до нескольких часов. Длительность жизни волокон составляет от минут до недель, протуберанец отличается большой плотностью и более низкой температурой, чем окружающая корональная плазма. По характеру движения и изменчивости они делятся на три класса: спокойные, активные и эруптивные. Активные волокна обычно имеют петельную форму (одна или несколько друг за другом). Для эруптивных волокон характерны бурные и внезапные изменения. Некоторые из них тесно связаны с солнечными вспышками, составляя часть вспышечного процесса. Однако исчезновение волокна может быть и самостоятельным процессом как в активной области, так и вне ее. Исчезновение волокна может сопровождаться в радиодиапазоне шумовой бурей и/или слабым всплеском. Характерная скорость расширения - от 100 до 400 км/с, иногда до 800 км/с. Выделяющаяся энергия составляет в среднем 1029 -1031 эрг. Скорее всего, волокно в короне можно рассматривать как СМЕ или его часть в короне. Для волоконных потоков характерны: фронт с длительностью с!/«10 часов, время распространения до Земли составляет 3-4 дня, высокая плотность (п> 25 см"3), скорость У>400 км/с и увеличенная величина ММП (5>10 нТ). Ударной волны перед ними часто нет. По сравнению со вспышечными потоками, волоконные потоки являются плотными, медленными, холодными.

Лидирующие кромки быстрых СМЕ имеют радиальные скорости от Солнца значительно большие, чем скорости солнечного ветра, поэтому перед СМЕ должна образовываться ударная волна. Межпланетные возмущения, связанные с быстрыми СМЕ, для которых свойственны высокая скорость и большие напряженности магнитного поля (часто с большой южной компонентой), могут быть очень геоэффективными. Таким образом, транзиентные выбросы материала от Солнца в форме СМЕ являются лучшим связующим звеном между солнечной активностью и нерекуррентными событиями в земной магнитосфере. Нестационарные потоки в межпланетном пространстве на орбите Земли имеют две большие структурные области: ударные волны и магнитные облака. Приход ударной волны на Землю идентифицируется [Застенкер, Бородкова, 1984; Вогпш е1 а1.,1982; Иванов, 1996] по большому резкому и одновременному изменению параметров солнечного ветра: <1РМ50 км/с; п и Т могут увеличиться в несколько раз; сШ>0. Как следствие в магнитном поле Земли регистрируется внезапное начало БС или внезапный импульс Время запаздывания ударной волны относительно солнечной бури составляет &Т= /^,„=24-72 ч.

Часто солнечная активность развивается так, что на орбиту Земли могут приходить потоки одновременно от нескольких солнечных источников; это зависит как от сценария солнечной бури, так и от местоположения этих источников, когда взаимодействуют как квазистационарные потоки, так и нестационарные. Кроме того, такие локальные морфологические образования, как правило, представляют собой существенно открытые системы, обменивающиеся с окружающей их средой массой, импульсом и энергией, а вовсе не изолированные или адиабатические подсистемы. В результате на орбите Земли появляется составной поток с очень сложными характеристиками, часто с несколькими максимумами и со значительно более увеличенными параметрами, чем характерные для одиночного источника. Именно эти составные потоки в солнечном ветре могут вызывать на Земле самые большие геомагнитные и авроральные события.

Таким образом, потоки от разных источников на Солнце обладают разными, но вполне определенными пределами параметров на орбите Земли. Кроме того, квазистационарные потоки в солнечном ветре не меняют своих характеристик за время, необходимое Земле для того, чтобы пересечь эти потоки при своем движении по орбите вокруг Солнца. Дня нестационарных процессов характерно быстрое изменение параметров потока, как при его образовании, так и при его распространении, и самым характерным примером нестационарного течения является ударная волна.

Основные параметры различных типов солнечного ветра суммированы в таблице 3:

Таб. 3. Характеристики различных типов потоков солнечного ветра параметры гтс Стриммер всп кромка ВСП Ударный слой СМЕ

V, км/с 300-400 350-400 450-650 400-500 400-700 450-600 и,cm'3 15-50 10-20 2-8 5-15 10-30 10

Г, 104К <10 2-7 >10 <10 10-30 <10

В, пТ 4-8 7-10 <10 >10 10-20 10-15

Параметры солнечного ветра и межпланетного магнитного поля флуктуируют на различных пространственных и временных масштабах, что позволяет рассматривать солнечный ветер в качестве турбулентной среды [Marsch and Tu, 1990-1997]. В пионерских работах [Matthaeus and Goldstein 1982а, 19826, 1983] показано, что наблюдаемые мелкомасштабные флуктуации хорошо описываются стационарной во времени и пространственно однородной турбулентностью.

Если более детально рассматривать поведение параметров СВ во время наблюдения крупномасштабных структур, то можно увидеть что они состоят из множества потоковых трубок средних масштабов; эти трубки в свою очередь делятся на более мелкие трубки [Marsh, 1991; Любимов и Переслегина, 1984, 1985]. Уровень турбулентности зависит от типа данного участка СВ; так высокоскоростные потоки, в среднем, более турбулизованны, чем низкоскоростные [Marsch, 1991]. Среднемасштабные потоковые трубки, являющиеся составными частями структур более крупного масштаба, служат проявлением тонкой структуры короны [Thieme et.al., 1989]. Подобные структуры и их границы являются достаточно стабильными во времени. В работе [Thieme et.al., 1989], по данным Helios-1,2 было показано, что среднемасштабные потоковые трубки выживают при распространении солнечного ветра от 0.5 а.е. (1-ая точка измерений) до 0.7 а.е. (2-ая точка измерений), то есть на расстояниях 0.2 а.е. (примерно 30 млн. км). На больших расстояниях подобные структуры имеют тенденцию медленно исчезать, и на 1 а.е. они обычно уже полностью размыты динамическими процессами [Marsh, 1991]. Таким образом, потоковые трубки, наблюдающиеся на расстояниях меньше 1 AU, являются остатками плазменной структуры короны и имеют тенденцию разрушаться по мере расширения короны, так же как и сами стримеры во внешней гелиосфере [Burlaga , 1984].

Характерным свойством турбулентной среды является перекачка энергии по спектру турбулентности. Структуры различных масштабов нелинейно взаимодействуют между собой, порождая структуры других масштабов. Происходит обмен энергией между структурами, что можно интерпретировать как турбулентный каскад. Турбулентность в солнечном ветре обладает перемежаемостью (участки спокойного течения сменяются участками сильно флуктуирующих параметров), и носит фрактальный характер [Marsch and Tu, 1997; Милованов и др., 1996; Зеленый и Милованов, 1993].

В работах Burlaga and Klein [1986], Burlaga.[199la, 199lb] проводился анализ фрактальной структуры флуктуаций магнитного поля и плазмы в солнечном ветре. Было показано, что спектр флуктуаций имеет степенной вид с показателем спектра, зависящим от частотного диапазона и выбранного временного интервала. В работе Милованов и др. [1996] рассмотрена фрактальная структура турбулентности скорости в солнечном ветре. Анализировались флуктуации скорости по измерениям на спутнике ISEE-3. Показано, что флуктуации скорости имеют мультифрактальную структуру в диапазоне частот от 10"5-10° Гц.

Перемежаемость турбулентности в солнечном ветре была впервые изучена в работе Burlaga [199lb]. Marsch and Liu [1993] исследовали перемежаемость турбулентности во внутренней гелиосфере, используя данные наблюдений на спутнике Helios 2. Было показано, что высокоскоростной солнечный ветер, для которого характерен высокий уровень турбулентности, обладает невысоким уровнем перемежаемости. Низкоскоростной солнечный ветер [Bruno et al. , 2001], напротив обладает высоким уровнем перемежаемости. Bruno et al. [2001] показали, что наиболее премежающиеся структуры в солнечном ветре возникают в областях вращения направления магнитного поля. Bruno et al. [2003] провели анализ радиальной эволюции перемежаемости в солнечном ветре на гелиоцентрических расстояниях от 0.3 до 1 а.е. Рассматривались флуктуации магнитного поля и скорости в областях быстрого и медленного солнечного ветра. Показано, что перемежаемость в медленном солнечном ветре слабо зависит от радиального расстояния, в то время как перемежаемость в быстром солнечном ветре нарастает с увеличением радиального расстояния от Солнца.

Несмотря на то, что, как было экспериментально показано, наблюдаемые флуктуации включают как картину корональных процессов, так и отражают динамические процессы в самом солнечном ветре, пока не удается теоретически описать процесс радиальной эволюции спектра турбулентности [Tu and Marsch, 1995]. Развитие исследований в данном направлении требует детального анализа наблюдаемых структурных элементов солнечного ветра. При этом, особое значение имеют исследования скачков плотности с резкими фронтами нарастания, так как при их описании может быть неприменим стандартный МГД подход. Следует отметить также, что с уменьшением масштаба наблюдаются особенности в функциях распределения вероятности («заострения») флуктуаций скорости и магнитного поля [Sorriso-Valvo et al. ,1999; Bruno et al., 2003].

Большинство работ по мелкомасштабным плазменным структурам солнечного ветра посвящено структурам с длительностями порядка часа и со сравнительно медленными (десятки минут) фронтами. Например, в работе [Huddieston, 1995] рассматриваются флуктуации плотности в рамках от 10 мин. до 1 часа по плазменным данным ISEE 3 на 1 AU, связанные с наблюдениями различных типов солнечного ветра (корональные дыры, стримеры, плазменный слой, корональные выбросы массы, и области взаимодействия различных типов потоков). Получено, что наибольший уровень флуктуаций плотности для активных периодов наблюдается в корональных выбросах массы (наряду с повышенной плотностью солнечного ветра), для спокойных периодов наибольший уровень флуктуаций характерен для гелиосферного плазменного слоя (хотя уровень флуктуаций имеет большой разброс). Также высоким уровнем флуктуаций обладают области взаимодействия различных типов потока. Наименьший уровень флуктуаций наблюдается в потоках от корональных дыр [Huddleston, 1995]. В работе [Burlaga, 1968] рассматриваются PBS структуры (Pressure balance structures - структуры с балансом давлений) с характерным размером <0.01 AU (около 1 часа). Описываются условия которые должны выполняться на подобных структурах. Границы PBS структур ассоциированы в этой работе с тангенциальными разрывами. Приведены примеры наблюдения PBS структур по данным аппарата Pioneer-6.

Своеобразие солнечного ветра заключается, помимо прочего, и в том, что в нем часто (и не только на ударных волнах) встречаются очень быстрые (скачкообразные) и большие по амплитуде изменения параметров на временных масштабах от единиц секунд до нескольких минут. В частности, одним из важных свойств солнечного ветра является наличие в нем резких (т.е. с крутыми фронтами) и больших по амплитуде скачков динамического давления плазмы, которые служат проявлением границ структур среднего и малого масштабов. Исследование таких событий стало возможным только с появлением измерений плазмы с достаточно высоким временным разрешением; может быть, именно поэтому им до сих пор не уделялось достаточного внимания. Соответственно немногочисленны и публикации по этому вопросу. Быстрые изменения плазменных параметров солнечного ветра, не связанные с ударными волнами затрагиваются, например, в работах: Застенкер и др. [1982], Аванов и др.[1984], Зайцев [2002], Zastenker et.al., [1989] и Dalin et. al. [20026]. Но в этих работах рассмотрены только отдельные примеры быстрых изменений параметров плазмы солнечного ветра без проведения систематических исследований.

Обзоры литературы по вопросам непосредственно затронутым в диссертации будет проведен в соответствующих главах.

Цель работы:

В соответствии с вышеизложенным цель диссертационной работы заключалась в экспериментальном исследовании резких границ мелкомасштабных и среднемасштабных структур плазмы солнечного ветра, их свойств и особенностей, поведения параметров солнечного ветра на таких границах, ориентации их в пространстве, изучении места таких явлений в общей картине солнечного ветра, а также результатов взаимодействия подобных резких границ с магнитосферой Земли.

Научная и практическая ценность работы:

Необходимо подчеркнуть, что резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных структур солнечного ветра являются неотъемлемой частью турбулизованного солнечного ветра. Полученные в работе результаты о свойствах и особенностях таких границ, их выживаемости на расстояниях порядка 1 млн км, о * возможной эволюции мелкомасштабных структур, об условиях наблюдения резких границ в солнечном ветре представляют несомненную научную ценность в изучении структуры и динамики солнечного ветра как основного переносчика возмущений от Солнца к Земле.

Апробация работы:

Основные результаты диссертации опубликованы в 13 статьях в российских и зарубежных журналах. Список работ располагается в разделе «Список опубликованных работ автора по теме диссертации.» на стр. 130.

Структура работы описана ниже, отметим только, что рисунки по каждому разделу приведены в конце соответствующей главы.

В ГЛАВЕ 1 дано краткое описание приборов и методики проведения измерений временных рядов потока ионов солнечного ветра. Указаны источники других данных используемых в работе.

В ГЛАВЕ 2 приводятся результаты детального исследования больших по амплитуде (изменение на 20% и более) и резких (быстрее, чем за десять минут) изменений потока ионов в солнечном ветре. Источником данных явились систематические измерения с высоким разрешением на спутнике "Интербол-1" в период 1996-2000 гг. Рассмотрено поведение параметров солнечного ветра во время наблюдения резких границ данного типа и характеристики таких границ. Рассмотрены следующие вопросы:

Исследована частота наблюдения резких изменений потока ионов (и динамического давления) солнечного ветра в зависимости от их амплитуды.

Детально изучены свойства резких и больших изменений потока ионов

О л I превышающих 4-10 см" с' ). Рассмотрены распределения амплитуд и длительностей рассматриваемых явлений.

Проведено подробное исследование поведения параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля для группы событий с изменением потока >4-108 см"2 с'1.

Проанализирован вопрос о возможных условиях наблюдения резких границ плазменных структур солнечного ветра;

Затронут вопрос о происхождении наблюдаемых на орбите Земли резких скачков плотности солнечного ветра.

Исследовано воздействие больших и быстрых изменений динамического давления солнечного ветра на магнитосферу Земли.

ГЛАВА 3 посвящена сопоставлению одновременных наблюдений больших и резких скачков потока ионов солнечного ветра на нескольких космических аппаратах.

На основе анализа временных задержек в наблюдении на нескольких космических аппаратах фронтов больших и резких скачков потока ионов (плотности) плазмы солнечного ветра определена ориентация этих фронтов как относительно линии Солнце - Земля, так и в трехмерном пространстве.

Построены гистограммы распределений величин наклонов относительно линии Солнце - Земля.

Рассмотрен вопрос о применимости базовой гипотезы о том, что фронт резкого скачка действительно можно считать достаточно плоским для расстояний между космическими аппаратами в несколько десятков И-е.

В ГЛАВЕ 4 рассмотрен вопрос о балансе и дисбалансе давления на резких скачках потока ионов солнечного ветра.

Описана методика вычисления полного (теплового + магнитного) давления в плазме солнечного ветра

Приведены результаты статистики баланса давлений на резких границах.

Исследовано влияние возможной анизотропии ионной температуры как причины дисбаланса таким образом оцененного давления.

Оценено соотношение вкладов теплового и магнитного давлений в случаях с сохранением и не сохранением полного давления.

Рассмотрен вопрос возможной эволюции мелкомасштабных структур в результате дисбаланса давлений.

Проведена ориентировочная классификация рассматриваемых резких границ по гидродинамическим типам разрывов.

В ЗАКЛЮЧЕНИИ сформулированы основные результаты и выводы работы.

Заключение диссертации по теме "Физика Солнца"

Результаты работы продемонстрировали эффективность использования данных измерений спутника ИНТЕРБОЛ-1 для выявления быстрых вариаций в солнечном ветре. В заключение сформулируем эти результаты:

Проведено детальное исследование резких границ мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра, на основе систематических измерений спутника ИНТЕРБОЛ-1 с высоким временным разрешением (измерения проводились на орбите Земли). Такие границы наблюдаются как быстрые и большие по амплитуде изменения потока ионов солнечного ветра. На большой статистике была определена «встречаемость», т.е. частота наблюдения резких изменений потока ионов (и динамического давления) солнечного ветра в зависимости от их амплитуды: от примерно 50 раз в сутки для о л 1 изменений в пределах 0.5-1.0-10 см" с" до одного раза в 5 суток для изменений, о *у л превышающих 8-10 см" с" . По относительной величине резкие изменения потока ионов распределены в диапазоне от 20% до нескольких раз. Детально изучены о 2 1 свойства резких и больших изменений потока ионов (превышающих 4-10 см* с ). Показано, что наиболее часто встречается возрастание или спад потока (динамического давления) в 1.5-2 раза, а также что большие по амплитуде (>4-108 см"2 с"1) изменения потока ионов солнечного ветра в большинстве случаев происходят весьма быстро. Более чем в 50% случаев указанные изменения наблюдаются за времена < 1 мин, в 20% случаев длительность событий составляет < 5 с. Наблюдаются также отдельные события с длительностью фронта, равной долям секунды. Информация о длительности наблюдаемых событий, о скорости и температуре солнечного ветра, а также напряженности магнитного поля позволяет оценить пространственную толщину границ рассматриваемых плазменных структур, которые в случае резких границ могут составлять всего несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов.

Проведено подробное исследование поведения параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля для группы событий с изменением потока >4-108 см"2 с"1. Показано, что большая часть изменений потока ионов солнечного ветра сопровождается очень малыми изменениями переносной скорости: в 60% случаев переносная скорость изменяется менее чем на 10 км/с, то есть изменения потока являются преимущественно изменениями плотности и не перемещаются относительно среды. В некоторых случаях изменения модуля и направления межпланетного магнитного поля на границе структуры также малы, примерно в 30% случаев изменение модуля магнитного поля составляет менее 2 нТ и примерно в

40% случаев направление магнитного поля остается неизменным в пределах менее 30°.

Обнаружена неравномерность распределения описываемых явлений по шкале времени; показано, что резкие и большие скачки плотности солнечного ветра группируются в отдельных интервалах, составляющих только малую долю полного периода наблюдений.

Обсуждается вопрос - возникают ли наблюдаемые на орбите Земли резкие скачки плотности солнечного ветра вблизи Солнца или же они формируются при движении солнечного ветра от Солнца до Земли. Было высказано предположение о том, что рассматриваемые события - результат проявления на орбите Земли тонкой лучистой структуры пояса стримеров короны Солнца, то есть они должны наблюдаться, главным образом, в гелиосферном плазменном слое, однако результаты наблюдения резких скачков потока (плотности) плазмы не дали убедительных доказательств в пользу этой гипотезы. Что касается возможности возникновения подобных явлений по пути движения солнечного ветра от Солнца до Земли, то с одной стороны если подобные резкие границы образовывались бы на Солнце, то в процессе распространения от Солнца до Земли (150 млн км) они скорее всего размывались бы динамическими процессами (см. раздел 2.6 главы 2), с другой стороны в нескольких событиях наблюдалось, что весьма резкие границы структур солнечного ветра (с длительностями около 1 с и менее) на пути от КА WIND до КА ИНТЕРБОЛ-1 не расплываются и не деформируются при движении солнечного ветра на расстояниях до 1 млн км, из чего складывается впечатление что подобные резкие границы возникают в результате динамических процессов в солнечном ветре и сохраняются на не очень больших промежутках (по крайней мере на 1 млн. км). Вопрос о характере плазменных неустойчивостей, которые, как можно предположить, приводили бы к сильному укручению фронтов неоднородностей плотности на пути движения плазмы от Солнца к Земле, остается еще неисследованным.

Проведено сопоставление больших и быстрых изменений динамического давления солнечного ветра по данным спутника ИНТЕРБОЛ-1 и аппарата WIND с одновременными возмущениями магнитного поля в магнитосфере, измеренными на геостационарной орбите на спутниках GOES-8, 9 и 10. Показано, что быстрые и большие изменения динамического давления солнечного ветра всегда являются причиной быстрых вариаций магнитного поля во внешней магнитосфере независимо от поведения межпланетного магнитного поля. На отдельных примерах показано, что воздействие резких и больших по амплитуде изменений динамического давления солнечного ветра проявляется также и в наземных наблюдениях, приводя к синхронным возмущениям геомагнитного поля на низких широтах и к возбуждению низкочастотных пульсаций на высоких широтах.

Проведено сопоставление одновременных наблюдений больших и резких скачков потока ионов солнечного ветра на нескольких космических аппаратах. Такое сопоставление свидетельствует об их хорошей корреляции, что указывает на достаточную (не менее одного часа) стабильность их во времени и довольно высокую однородность в направлении, перпендикулярном линии Солнце - Земля, на масштабе порядка 50-80 Re. Рассмотрена возможная зависимость отличий в амплитуде и виде скачка от пространственного расположения аппаратов, не обнаружено корреляции этих различий с изменением расстояния между аппаратами как вдоль линии Солнце - Земля, так и поперек нее на указанных масштабах.

Определение углов наклонов фронтов в трехмерном пространстве проводилось аналогичным образом, но с использованием данных трех и более аппаратов. Наклоны резких фронтов потока (плотности) плазмы к линии Солнце -Земля или к плоскости эклиптики и плоскости XseZse имеют достаточно широкий спектр распределения ориентации нормалей к фронту вплоть до самых больших отклонений. При этом несколько преобладает число фронтов, ориентированных в направлении закрутки паркеровской спирали. Средний наклон рассмотренных фронтов к плоскости, перпендикулярной линии Солнце - Земля, составляет около 30°, однако количество фронтов с большими углами наклона (больше 30°) составляет около 50% от общего их числа. Пространственное распределение углов ориентации плоскости фронта часто соответствует большим наклонам фронта к обоим координатным плоскостям - XseYse и XseZse

Важнейшим вопросом для оценки надежности полученных выше наклонов фронтов плазмы является применимость базовой гипотезы о том, что фронт резкого скачка действительно можно считать достаточно плоским для расстояний между космическими аппаратами в несколько десятков Re. Проверка этого предположения была сделана путем сравнения углов наклона, определенных для одного и того же события независимо по задержкам наблюдений на двух разных парах аппаратов: ИНТЕРБОЛ-1 / WIND и IMP-8 / WIND (или Geotail / WIND). Совпадение этих оценок для разных пар свидетельствовало об обоснованности в большинстве случаев гипотезы о плоском фронте для рассматриваемых масштабов (-80 Re).

Таким образом, общепринятое предположение об ориентации резких фронтов плазмы перпендикулярно линии Солнце - Земля выполняется (с точностью ± 30°) лишь примерно в половине событий. Данный факт важно учитывать при исследовании пространственно-временных корреляций параметров солнечного ветра по нескольким космическим аппаратам. Вопрос о взаимодействии солнечного ветра с магнитосферой также требует учета ориентации фронтов в плазме и в магнитном поле для более точной оценки времени прихода возмущений и положения области их набегания на околоземную ударную волну и магнитопаузу.

Для отдельных событий с достаточно сильным изменением модуля межпланетного магнитного поля, синхронным с изменением потока ионов солнечного ветра, было проведено сопоставление ориентаций плазменных и магнитных фронтов. Показано хорошее соответствие этих ориентаций для нескольких конкретных случаев.

Рассмотрен вопрос о балансе и дисбалансе давления на резких скачках потока ионов солнечного ветра. Приведены результаты статистики баланса давлений на 207 резких границах. В 55% событий суммарное (т.е. изотропное тепловое плюс магнитное) давление сохраняется на границе с точностью до 10% , однако в 13% событий суммарное давление меняется на границе более, чем на 30%. Влияние возможной анизотропии ионной температуры как причины дисбаланса таким образом оцененного давления оказывается весьма малым. Для этой оценки был проведен статистический анализ анизотропии протонных температур (по данным прибора SWE на аппарате WIND) для ряда рассматриваемых событий (155 событий). Показано, что в среднем анизотропия температуры ионов как для случаев с сохранением, так и для случаев с несохранением баланса давлений составляет приблизительно 1.1. Число событий с анизотропией 1.2 -1.4 несколько преобладает для событий с дисбалансом давлений. При замене в оценке баланса давлений изотропной температуры на перпендикулярную магнитному полю составляющую ионной температуры количество событий с дисбалансом давлений уменьшилось на 15% (по отношению к оценке на основе изотропной температуры), а число событий с балансом давлений увеличилось на 2%, так что можно сказать, что существенных изменений в статистических результатах не наблюдалось.

Показано, что в тех случаях, когда баланс давлений сохраняется, магнитное давление обычно сравнимо по величине с плазменным давлением. В тех же случаях, когда баланс давлений не сохраняется, изотропное тепловое давление, как правило, заметно преобладает над магнитным давлением. Для событий с несохранением баланса давлений может быть рассмотрена возможная эволюция размеров мелкомасштабных структур солнечного ветра. Сравнение наблюдения эволюции узкого импульса потока и магнитного поля в плазме солнечного ветра с результатами МГД - моделирования изменения ширины импульса в движущейся межпланетной среде дает хорошее их совпадение.

Научная новизна исследований составляющих основу диссертации:

На основе систематических измерений потока ионов солнечного ветра с высоким разрешением (вплоть до 60 мс) в данной работе впервые на большой статистике показано существование большого числа структур солнечного ветра с очень резкими границами (толщины этих границ могут составлять только несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов), и определены их основные статистические характеристики.

Впервые показано, что резкие границы структур солнечного ветра, наблюдающиеся на орбите Земли как быстрые изменения потока ионов солнечного ветра, в большинстве случаев не сопровождаются изменениями скорости солнечного ветра, то есть являются преимущественно изменениями плотности и неподвижны относительно межпланетной среды.

Кроме того впервые, показано, что в большинстве случаев амплитуда и длительность возрастания или спада потока ионов на резкой границе солнечного ветра практически не меняются при его движении от точки либрации (1.3 млн км) к Земле, т.е. граница остается неизменной (не расплывается) на интервалах не менее одного часа (время распространения солнечного ветра вдоль указанного расстояния).

Впервые были проведены систематические оценки наклонов резких фронтов плазмы солнечного ветра на основе многоточечных наблюдений (с использованием данных двух и более космических аппаратов).

Впервые выполнены систематические оценки изменения полного давления на резких границах плазменных структур солнечного ветра. Показано, что лишь в половине случаев можно утверждать, что с точностью до 10% соблюдается баланс давлений на таких границах.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Мелкомасштабные и среднемасштабные структуры солнечного ветра довольно часто имеют очень тонкие границы (толщина границ рассматриваемых плазменных структур может составлять всего несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов), которые наблюдаются как резкие (длительностью менее 10 мин) изменения потока ионов солнечного ветра при рассмотрении данных измерений с временным разрешением не хуже 1 с. Такие границы встречаются с частотой от ~ 50 раз в сутки для изменений потока в о 1 пределах 0.5-1.0-10 см" с* до одного раза в 5 суток для изменений, 8 2 1 превышающих 8-10 см" с" .

3. Резкие и большие (>4-10 см" с" за 10 мин) изменения ионного потока наблюдаются преимущественно в солнечном ветре, который имеет плотность заметно более высокую, чем средняя, и является медленным или среднескоростным.

5. Ориентация фронтов резких границ плазменных структур солнечного ветра, в среднем, имеет существенные отклонения от плоскости, перпендикулярной линии Солнце - Земля. Резкие фронты плазмы перпендикулярны линии Солнце

- Земля (с точностью ± 30°) лишь примерно в половине событий, в остальных случаях наблюдаются фронты с заметно большими углами наклона.

6. В подавляющем большинстве случаев изменения потока ионов солнечного ветра и модуля магнитного поля имеют противоположный знак, то есть имеется тенденция к сохранению баланса давлений на границах структур солнечного ветра. При этом примерно в половине событий суммарное (т.е. тепловое плюс магнитное) давление меняется на границе более, чем на 10%, а в 13% событий даже более, чем на 30%. В тех случаях, когда баланс давлений сохраняется, магнитное давление обычно сравнимо по величине с тепловым давлением. В противном случае тепловое давление, как правило, заметно преобладает над магнитным.

В заключении автор приносит глубокую благодарность всем коллегам, чья помощь способствовала выполнению работы, и в первую очередь своему научному руководителю Георгию Наумовичу Застенкеру за постоянную поддержку и терпение при подготовке данной работы. Также автор хочет поблагодарить заведующего лабораторией, в которой была выполнена работа, Ю.И. Ермолаева, а также выразить свою благодарность за плодотворное сотрудничество своим соавторам по анализу и интерпретации научных результатов вошедших в диссертацию, - H.JI. Бородкову, H.H. Шеверева, A.A. Скальского, А.Ю. Асадчего, П.А. Далина, О.В. Хабарову из ИКИ, H.A. Бархатова, A.B. Королева из НГПУ, В.Г. Еселевича, М.В. Еселевича, В.А. Пархомова из ИСЗФ, Дж. Ричардсона из MIT (г. Кембридж, США). Автор благодарит А. А. Скальского за предоставление данных по магнитному полю со спутника ИНТЕРБОЛ-1, а также А. Лазаруса и Т. Мукаи (авторов соответствующих экспериментов на аппаратах WIND и Geotail) за предоставление данных по измерениям солнечного ветра. Автор искренне благодарен за содействие руководителю отдела 54, директору ИКИ РАН - член. кор. РАН, профессору Л.М. Зеленому.

Наконец не имея возможности упомянуть поименно всех участников многочисленных экспериментов, результаты которых использовались в диссертации, автор выражает всем им свою признательность.

Список опубликованных работ автора по теме диссертации.

1. Рязанцева М.О., Далии П.А., Застенкер Г.Н. Статистический анализ быстрых и больших импульсов потока ионов (плотности) солнечного ветра по данным спутника "Интербол-1". Труды конференции по физике солнечно - земных связей, Иркутск, 24-29 сентября 2001г. // Солнечно-земная физика. Вып.2 (115). Иркутск. С.89-92. 2002.

2. Застенкер Г.Н. Далии П.А, Рязанцева М.О. О надежности предсказания прихода к Земле возмущений солнечного ветра и межпланетного магнитного поля по данным удаленного монитора. Труды конференции по физике солнечно-земных связей, Иркутск, 24-29 сентября 2001г. // Солнечно-земная физика. Вып.2 (115). Иркутск. С.64-67. 2002.

3. Рязанцева М.О., Далин П.А., Застенкер Г.Н., Пархомов В.А., Еселевич В.Г., Еселевич М.В., Ричардсон Дж. Свойства резких и больших скачков потока ионов (плотности) солнечного ветра // Космич. исслед. Т.41. №4. С. 405-416. 2003а.

4. Рязанцева М.О., Далин П.А., Застенкер Г.Н., Ричардсон Дж. Ориентация резких фронтов плазмы солнечного ветра // Космич. исслед. Т.41. №4. С. 395-404.20036.

5. Бархатов H.A., Королев A.B., Застенкер Т.Н., Рязанцева М.О., Далин П.А. МГД - моделирование динамики резких возмущений межпланетной среды в сравнении с наблюдениями на космических аппаратах // Космич. исслед. Т.41. №6. С. 563-573. 2003а.

6. Бархатов H.A., Королев A.B., Застенкер Г.Н., Рязанцева М.О., Далин П.А. МГД - моделирование плазменных импульсов в солнечном ветре // Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности. Сборник докладов конференции. Нижний Новгород. С.201-204. 20036.

7. Рязанцева М.О., Хабарова О.В., Застенкер Г.Н., Ричардсон Дж. Резкие границы пламенных структур солнечного ветра и баланс давлений на них // Космич. исслед. Т. 43. № 3. С.163-170,. 2005.

8. Riazantseva М.О., Dalin P.A., Zastenker G.N. Statistical study of the sharp and large solar wind ion flux changes by INTERBALL-1 satellite measurements//Proceedings of WDS'01 Conference. Part II. Physics of plasmas and ionized media. P.233-238.2001.

9. Riazantseva M.O., Dalin P.A, Zastenker G.N. Orientation of the sharp solar wind plasma fronts // Proceedings of WDS'02 Conference. Part II. Physics of plasmas and ionized media. P.238-243. 2002.

10.Riazantseva M.O., Skalsky A.A, Zastenker G.N., Asadchy A.Yu. Comparision of the inclinations of near simultaneous sharp solar wind plasma and IMF phase fronts // Proceedings of WDS'03 Conference. Part II. Physics of plasmas and ionized media. P. 276-281.2003.

11. Riazantseva M.O., Zastenker G.N., Richardson J.D. The Sharp Boundaries of the Solar Wind Plasma and Magnetic Field Structures // Proceedings of international conference "Problems of Geocosmos ". St-Petersburg. P.146-149.2004.

12. Borodkova N. Zastenker G., Riazantseva M., Richardson J. Large and sharp solar wind dynamic pressure variations as a source of geomagnetic field disturbances at the geosynchronous orbit// Planet. Space Sei., V.53. №1-3. P. 25-32.2005.

13. Parkhomov V. A., Riazantseva M. O., Zastenker G. N. Local amplification of auroral electrojet as a response to a sharp solar wind pressure pulse // Planet. Space Sei., V.53. №1-3. P.265-274. 2005.

Заключение

Список источников диссертации и автореферата по астрономии, кандидата физико-математических наук, Рязанцева, Мария Олеговна, Москва

1. 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. Т. 22. № 5. С. 774-780. 1984.

2. Безруких В.В., Беляшин А.П. и др. Изучение плаз мы в магнитосфере Земли и межпланетном пространстве на спутниках серии "Прогноз" // Геомагн. и аэрон. Т. 14. № 3. С. 399-406. 1974.

3. Большакова О.В., Боровкова O.K., Троицкая В.А., Клейменова Н.Г. Интенсификация геомагнитных пульсаций Рс4 в условиях спокойной магнитосферы // Геомагн. и аэрон. Т.35. № 3. С. 143-145. 1995.

4. Вайсберг О Л., Горн Л.С. и др. Эксперимент по диагностике межпланетной и магнитосферной плазмы на AMC "Венера-11, 12" и ИСЗ "Прогноз-7" // Космич. исслед. Т. 17. № 5. С. 780-792. 1979.

5. Веселовский КС., Торсина М.В. Угловое распределение вектора ММП // Геомагн. и аэрон. Т.41. №4. С.471-476. 2001.

6. Вилкен Б. Методы отождествления энергичных частиц в космической плазме и некоторые эекспериментальные результаты // Космическая плазма/ под ред. Мигулина В.В. М.: МИР. С. 19-170. 1990.

7. Галеев A.A., Гальперин Ю. К, Зеленый Л.М Проект ИНТЕРБОЛ по исследованиям в области солнечно- земной физики // Космич. исслед. Т.34. №4. С.339-362. 1996.

8. Гальперин Ю.И., Горн Л.С., Хазанов Б.И. Измерение радиации в космосе — М.: Атомиздат. 1972.

9. Горн Л.С., Хазанов Б.И. Спектрометрия ионизирующих излучений на космических аппаратах // 1979.

10. Далин П.А., Застенкер Г.Н., Ричардсон Дж. Ориентация среднемасштабных структур в плазме солнечного ветра // Космич. исслед. Т.40. № 4. С.343-348. 2002.

11. Зайцев А.Н., Далин П.А., Застенкер Г.Н. Резкие вариации потока ионов солнечного ветра и их отклик в возмущениях магнитного поля земли // Геомагн. и аэрон. Т. 42 №6. СЛ-8. 2002.

12. Застенкер Г.Н., Хохлов М.З. Некоторые особенности изучения потоков заряженных частиц с помощью ловушек и анализаторов. II. Использование модуляционных ловушек для исследования солнечного ветра // Космич. исслед. Т. 11. №3. С. 451-459. 1973.

13. Застенкер Г.Н., Денин А. Б. и др. Интегральный детектор заряженных частиц малой энергии // Вопросы атомной науки и техники. Сер. Ядерное приборостроение. №2(47). С. 64. 1981.

14. Застенкер Г.Н., Ермолаев Ю.И. и др. Наблюдения солнечного ветра с высоким временным разрешением // Космич. исслед. Т. 20. № 6. С. 900-906. 1982.

15. Застенкер Г.Н., Бородкова H.JI. Межпланетные ударные волны в апреле-мае 1981 // Космич. исслед. Т. 22. №1. С. 87. 1984.

16. Застенкер Г.Н., Долин П.А., А. Дж. Лазарус, и др. Сопоставление параметров солнечного ветра, измеренных одновременно на нескольких космических аппаратах // Космич. исслед. Т.36. №3. С.228-240. 1998.

17. Застенкер Г.Н., Федоров А.О., Шарко Ю.В., Молдосанов К.А., Долин П.А., Кирпичев И.П., Ким Л.С., Самсонов М.А. Особенности использования интегральных цилиндров Фарадея на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 '// Космич. исслед. Т.38. №1. С.248-263. 2000.

18. Зеленый Л.М., Милованов A.B. Фрактальные и мультифрактальные структуры в солнечном ветре // Геомагн. и аэрон. Т.ЗЗ. № 4. С.18-28.1993.

19. Иванов КГ. Вращательные разрывы в солнечном ветра // Геомагн. и аэрон. Т.11 С. 767-770. 1971.

20. Иванов КГ. Об идентификации тангенциальных разрывов в солнечном ветре // Космич. исслед. Т. 10 С. 131-133. 1972а.

21. Иванов КГ. Классификация, особенности ориентации и некоторые примеры вращательных разрывов в солнечном ветре // Геомагн. и аэрон. Т. 12. С. 984-988. 19726.

22. Иванов КГ. Контактные разрывы в космической плазме // Геомагн. и аэрон. Т.13. С. 3-9. 1973.

23. Иванов КГ. Солнечные источники межплантеных плазменных стримеров на орбите Земли // Геомагн. и аэрон. Т.36. №2. С. 158-163. 1996.

24. Клейменова Н.Г. Геомагнитные пульсации в области дневного полярного каспа // Тр. ААНИИ. Т.436. "Геофизические процессы в полярных шапках Земли". С.46-64.1995.

25. Клейменова Н.Г. Геомагнитные пульсации // Модели Космоса, в печати 2005.

26. Клейменова Н.Г., Большакова О.В., Троицкая В.А., Фриис-Кристенсен Е. Два вида длиииопериодных геомагнитных пульсаций вблизи экваториальной границы дневного полярного каспа // Геомагн. и аэрон. Т.25. №1. С.163-164. 1985.

27. Любимов Г.П., Переслегина Н.В. Отображение структуры солнечной атмосферы в солнечном ветре //Астрономический Циркуляр АН СССР. № 1323. С. 2-4. 1984.

28. Любимов Г.П., Переслегина Н.В. Отображение структуры хромосферы и короны Солнца в солнечном ветре и межпланетном магнитном поле // Астрономический журнал, т. 62. вып.4. С. 780-789. 1985.

29. Мшованов A.B., Л.А. Аванов, Г.Н. Застенкер, Л.М. Зеленый. Мультифрактальные свойства турбулентности солнечного ветра: Теория и наблюдения. // Косм. Исслед. 34(5). С. 451-456. 1996.

30. Ноздрачев М.Н., Скальский A.A., Стяжкин В.А. и др. Некоторые результаты измерений магнитного поля на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 феррозондовым прибором ФМ-ЗИ // Космич. Исслед. Т. 36. № 3. С.268. 1998.

31. Сайбек Д.Г., Бородкова Н.Л., Застенкер Г.Н. Вариации параметров солнечного ветра как источник кратковременных возмущений магнитного поля в дневной магнитосфере // Космич. Исслед. Т.34. №3. С.248-263. 1996.

32. Тверской Б. А. Динамика радиационных поясов Земли // М.: Наука. 1968.

33. Фелдман У., Асбридж Дж., Бэйм С., и др. Солнечная плазма и магнитное поле // Поток энергии Солнца и его изменения /под. ред. О.Уайт. М: МИР. С. 377. 1980.

34. Хундхаузен А. Расширение короны и солнечный ветер. М.: МИР. 1976.

35. Шухтина М.А, Сергеев В.А., Романов С.А. Исследование ориентации геоэффективных разрывов в солнечном ветре // Космич. исслед. Т.37. № 6. С. 625. 1999.

36. Akasofu S.I., and S. Chapman. Solar-terrestrial Physics. Oxford at the Clarendel Press. 1972 (русский перевод: Акасофу С.-И., С. Чепмен // Солнечно-земная физика, часть 2. Мир. 512 с. 1975.)

37. Arnoldy R.L. Signature in the interplanetary medium for substorms // Journ. Geophys. Res. V. 76. P. 5189-5201. 1971.

38. Bame S.J., Hundhausen A.J., Asbridge J.R., Strong I.B. Solar wind ion composition // Phys. Rev. Letters. V.20. P.393-395. 1968.

39. Biermann L. Physical processes in comet tails and their relation to solar activity // Extrait des Mem. Soc. Roy. Sei. Liege Collection in 4°. V.13. P. 291-302. 1953.

40. Bonneti A., Bridge H.S. Lazaurus A. J., Lyon E.F., Rossi R., Scherb F. Explorer-10 plasma measurements // Journ. Geophys. Res. V.68. P.4017-4063. 1963.

41. Borodkova N.L., Zastenker G.N., Sibeck D.G. A case and statistical study of transient magnetic field events at geosynchronous orbit and their solar wind origin // Journ. Geophys. Res. V. 100. P. 5643-5656. 1995.

42. Borovsky J.E., and H.E. Funsten. MHD turbulence in the Earth's plasma sheet: Dynamics, dissipation and driving // Journ. Geophys. Res. V. 107(A7). 1284. doi: 10.1029/2002JA009601. SMP 9. 37. 2003.

43. Borrini G., Gosling G.T., Bame S.J., Feldman W.C. An analysis of shock wave disturbances observed at 1 AU from 1971 through 1978 I I Journ. Geophys. Res. V. 87. P. 4365-4373. 1982.

44. Boudouridis A., E. Zesta, and L. R. Lyons, P. C. Anderson, and D. Lummerzheim. Effect of solar wind pressure pulses on the size and strength of the auroral oval // Journ. Geophys. Res. V.I08(A4). 8012. doi: 10.1029/2002JA009373. 2003.

45. Boudouridis A., E. Zesta, and L. R. Lyons, P. C. Anderson, and D. Lummerzheim. Magnetospheric reconnection driven by solar wind pressure fronts. // Annales Geophysicae. V. 2004(22). P. 1367-1378. 2004

46. Bruno R., V. Car bone, P. Veltri, E. Pietropaolo, and B. Bavassano. Identifying intermittent events in the solar wind // Planet. Space Sei. V. 49. 1201-1210. 2001.

47. Bruno, R. , V. L. Sorriso-Valvo, B. Bavassano. Radial evolution of solar wind intermittency in the inner heliosphere // Journ. Geophys. Res. V. 108. (A3). P. 1130. doi: 10.1029/2002JA009615. 2003

48. Burlaga L.F. Micro-Scale Structures in the Interplanetary Medium // Solar. Phys. V.4. P. 67-92. 1968.

49. Burlaga L.F. Directional Discontinuities in the Interplanetary Magnetic Field // Solar. Phys. V.7. P. 54-71.1969a.

50. Burlaga L.F. Large Velocity Discontinuities in the Solar Wind // Solar. Phys. V.7. P.72-86. 1969b.

51. Burlaga L.F. MHD processes in the outer heliosphere // Space Science Rev. V. 39. P. 255. 1984.

52. Burlaga L.F. Multifractal structure of the magnetic field and plasma in recurrent streams at 1 AU//Geophys. Res. Lett. V.18(8). P. 1651-1654. 1991a.

53. Burlaga L. F. Intermittent turbulence in the solar wind // Journ. Geophys. Res. V. 96(A4). P. 5847-5851. 1991b.

54. Burlaga L.F., Ness N.F. Tangential Discontinuities in the Solar Wind // Solar. Phys. V.9. P. 467-477. 1969.

55. Burlaga L.F., Ogilvie K.W. Magnetic and Thermal Pressures in the Solar Wind // Solar. Phys. V.15. P. 61-71. 1970.

56. Burlaga L.F., and L. W. Klein. Fractal structure of the interplanetary magnetic field // Journ. Geophys. Res. V. 91(A1).P. 347-358. 1986.

57. Caan M.N., McPherron R.L., Russell C.T. The statistical magnetic signature of magnetospheric substorms // Planet. Space Sci. V. 26. P. 269-281. 1978.

58. Chua D., G. Parks, M. Brittnacher, G. Germany, and J. Spann. Energy characteristics of auroral electron precipitation: A comparison of substorms and pressure pulse related auroral activity // Journ. Geophys. Res. V. 106. P. 5945-5956. 2001.

59. Collier M., Slavin J.A., R.P. Lepping, A. Szabo, K Ogilvie. Timing accuracy for the simple planar propagation of the magnetic structures in the solar wind // Geophys. Res. Lett. V.25. №.14. P.2509-2512. 1998.

60. Coplan M.A., Ipavich F., King J., K.W.Ogilvie, D. A. Roberts, and A. J. Lazarus. Correlation of solar wind parameters between SOHO and WIND // Journ. Geophys. Res. V.106. №A9. P.18615- 18624. 2001.

61. Dalin P. A., Zastenker G. N., Paularena K. I., and Richardson J. D. A Survey of large, rapid solar wind dynamic pressure changes observed by Interball-1 and IMP-8 // Ann. Geoph. V.20. №3. P.293-299. 2002a.

62. Dalin P.A., Zastenker G.N., Nozdrachev M.N., Veselovsky I.S. Properties of large and sharp impulses in the solar wind // International Journal of Geomagnetism and Aeronomy. V.3. №1. P.51-56. 20026.

63. Eselevich V. G„ Fainshtein V.G. and. Rudenko G.V. Study of the structure of streamer belts and chains in the solar corona // Solar Phys. V.188. №2. P.277-297. 1999.

64. Eselevich V. G., Eselevich M. V. and Fainshtein V. G. The existence of long-lived rays of the coronal streamer belt. Radial density and velocity distributions of the solar wind flowing in them // Solar Phys.V.200. P.259-281. 2000.

65. Eselevich V. G., Eselevich M. V. Common characteristics of CMEs and BLOBs:new view of their possible origin//Solar Phys. V.203. P.165-178. 2001.

66. Fairfield D.H., Baumjohann W., Paschmann G. et al. Upstream pressure variations associated with the bow shock and their effects on the magnetosphere // Journ. Geophys. Res. V. 95. P. 3773-3786. 1990.

67. Hausmen B.A., Michel F.C., Espley J.R., Cloutier P.A. On determining the nature and orientation of magnetic directional discontinuities: Problems with the minimum variance method //Journ. Geophys. Res. V.109. All 102. doi 10.1029/2004J AO 10670. 2004.

68. Huddleston D.E., Woo R., Neugebauer M. Density fluctuations in different types of solar wind flow at 1 AU and comparison with results from Doppler scintillation measurement near the Sun // Journ. Geophys. Res. V. 100. № A10. P. 19951-19956. 1995.

69. Hudson P.D. Rotational discontinuities in an anisotropic plasma-II // Planet. Space Sci. V.2l.P. 475-483.1973

70. Hundhausen A.J., Asbridge J.R., Bame, S.J., Gilbert H.E., and Strong I.B. Vela 3 Satellite observations of the Solar Wind Ions: A Preliminary Report // Journ. Geophys. Res. V.72.P. 87-100. 1967.

71. Gombosi T.I. Physics of the space Enviroment. Cambridge University press. 1998.

72. Gosling J.T. Coronal mass ejections: The link between solar and geomagnetic activity // Physics of Fluids B: Plasma Physics. V. 5. Issue 7. P. 2638-2645. 1993.

73. Gosling J.T., J.R. Asbridge, S. J. Bame, and W. C. Feldman, E. Hildner. Noncompressive Density Enhancement in the Solar Wind // Journ. Geophys. Res. V.82. №32. P.5005-5010. 1977.

74. Gosling J.T., Bame S.J., McComas D.J., Philips J.L. Coronal mass ejections and large geomagnetic storms// Geophys. Res. Lett. V.17. P. 901-904. 1990.

75. Gosling J.T., McComas D.J., Philips J.L., Bame S.J, Geomagnetic activity associated with earth passage of interplanetary shock disturbances and coronal mass ejections // Journ. Geophys. Res. V. 96. P. 7831-7839. 1991.

76. Gringaus K.I. Some results of experiments in interplanetary space by means of charged particle traps on Soviet space probes // Space Res. №2. P.539-553. 1961.

77. Gringaus K.I., T.I. Gombosi, A.P. Remizov et al. First in situ plasma and neutral- gas measurements near Comet Halley: preliminary Vega results // Sov. Astron. Lett. V.12(5). P.279- 282. 1986.

78. Kasper J.C. and Lasarus A. Wind/SWE observations of firehose constraint on solar wind proton temperature anisotropy// Geophys. Res. Lett. V. 29. No 17. P. 1839.2002.

79. Kivelson M.G., Russell C.T. Introduction to space physics Cambridge University press. 1995.

80. Le G„ Russell C.T, and 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.

81. Lee D.-Y., Lyons L.R. Geosynchronous magnetic field response to solar wind dynamic pressure pulse // Journ. Geophys. Res. V. 109. A04201. Doi: 10.1029/2003JAO10076. 2004.

82. Liou K., P. T. Newell, C.-I. Meng, C.-C. Wu, and R. P. Lepping. Investigation of external triggering of substorms with Polar ultraviolet imager observations // Journ. Geophys. Res. V. 108(A10). 1364. doi: 10.1029/2003JA009984. 2003.

83. Marsch E. MHD Tubulence in the Solar Wind // Physics and Chemestry in Space -Space and Solar Physics. V. 21. Physics of the Inner Heliosphere, Editors R.Schwenn and E.Marsch. 1991.

84. Marsch E., and C.-Y. Tu. On the radial evolution of MHD turbulence in the inner heliosphere // Journ. Geophys. Res. V.95. P. 8211- 8229. 1990.

85. Marsch E., and S. Liu. Structure functions and intermittency of velocity fluctuations in the inner solar wind // Ann. Geophys. V. 11. P. 227-238. 1993.

86. Marsch E., and C. Y. Tu. Non-Gaussian probability distributions of solar wind fluctuations//Ann. Geophys. V. 12. P. 1127-1138. 1994.

87. Marsch E„ and C. Y. Tu. Intermittency, non-Gaussian statistics and fractal scaling of MHD fluctuations in the solar wind //Nonlin. Proc. in Geophys. V. 4(1). P. 101-124. 1997.

88. Marsch E., Ao X.Z., Tu C.Y. On the temperature anisotropy of the core part of the proton velocity distribution function in the solar wind // Journ. Geophys. Res. . V. 109. A04102. doi 10.1029/2003JA010330.2004.

89. Matthaeus W.D., Goldstein M.L. Stationary of magnetohydrodynamic fluctuations in the solar wind // Journ. Geophys. Res. V. 87. P. 10347. 1982a.

90. Matthaeus W.D., Goldstein M.L. Measurements of the rugged invariants of magnetohydrodynamic turbulence in the solar wind // Journ. Geophys. Res. V. 87. P.6011. 19826.

91. Matthaeus W.D., Goldstein M.L. Magnetohydrodynamic turbulence in the solar wind // Solar Wind Five, ed. by M. Neugebauer. NASA CP-2280. 73. 1983.

92. Moldosanov KA., Samsonov M.A. et al. Low Reflectivity Coating in EUV // Preprint № 1880. Space Research Institute of Russian Academy of Sciences. Moscow. 1993.

93. Moldosanov K.A., Samsonov M.A. et al. Highly absorptive coating for the vacuum ultraviolet range //Applied Optics. V. 37. P. 93-97. 1998.

94. Nakagawa T, Matsuoka A. and NOZOMI/MGF team, NOZOMI observations of the interplanetary magnetic field in 1998 //Adv. Space Res. V.29. № 3. P.427-432.2002.

95. Neugebauer M., Snyder C. W. Mariner 2 observations of the solar wind, 1. Average properties //Journ. Geophys. Res. V.71. P.4469-4484. 1966.

96. Parker E.N. Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields // Astrophys. Journ. V.128. P. 664-675. 1958.

97. Parker E.N. Interplanetary Dynamic Processes New York: Wilay-Interscience. 1963. (Русский перевод: E.H. Паркер Динамические процессы в межпланетной среде -М: Мир. 1965)

98. Richardson J.D, Phillips J.L., Charles W., Perry С. Gray. Thermal anisotropics in the solar wind. Evidence of heating by interstellar pickup ions // Geophys. Res. Lett. V.23. №22. P.3259-3262. 1996.

99. Richardson J.D, Paularena К.I. The orientation of the plasma structure in the solar wind // Geophys. Res. Lett. V.25. №12. P.2097-2100. 1998.

100. Rufenach C.L., McPherron R.L., Schaper J. The quit geomagnetic field at geosynchronous orbit and its dependence on solar wind dynamic pressure // Journ. Geophys. Res. V. 97. P. 25-42. 1992.

101. Safrankova J., Zastenker G. et al. Small scale observations of magnetopause motion: preliminary results of the INTERBALL project // Ann. Geophys. V. 15. P. 562-569. 1997.

102. Schwenn R., Marsch E. Physics of the inner heliosphere: 2. Particles, waves and Turbulence, Springer-Verlag / ed. L.J. Lanzerotti. Berlin. 1991.

103. Sergeev V.A., Dmitrieva N.P., Barkova E.S. Triggering of substorm expansion by the IMF directional discontinuities: time delay analysis // Planet. Space Sei. V.34. P. 11091118. 1986.

104. Shodhan S., Crooker N. U., R. J. Fitzenreiter, et al. Density enhancement in the solar wind // Solar Wind / ed. by S.R. Habbai et al. P. 601-604. 1999.

105. Shue, J.-H., and Y. Kamide. Effects of solar wind density on auroral electrojets // Geophys. Res. Lett. V. 28. P. 2181-2184. 2001.

106. Sibeck D.G. Signatures of flux erosion from the dayside magnetosphere // Journ. Geophys. Res. V. 99. P. 8513-8529. 1994.

107. Sibeck D.G., Baumjohann W., Elphic R.C. et al. The magneto spheric response to 8-min-period strong-amplitude upstream pressure variations // Journ. Geophys. Res. V. 94. P. 2505-2519. 1989.

108. Sibeck, D. G., N. L. Borodkova, S. J. Schwartz et al. Comprehensive study of the magnetospheric response to a hot flow anomaly 11 Journ. Geophys. Res. V. 104(A3). P. 4577-4594. 10.1029/1998JA900021. 1999.

109. Siscoe G.L., Turner J.M., Lazarus A.J. Simultaneous plasma and magnetic-field measurements of probable tangential discontinuities in the solar wind // Solar. Phys. V.6. P. 456-464. 1969.

110. Snyder C.W., Neugebauer M. Interplanetary solar wind measurements by Mariner-2 // Space Res. №4. P.89-113. 1964.

111. Sorriso-Valvo, L., V. Carbone, P. Veltri, G. Consolini, and R. Bruno. Intermittency in the solar wind turbulence through probability distributionfunctions of fluctuations // Geophys. Res. Lett. V.26. P. 1801- 1804. 1999.

112. Tu C.-Y., Marsch E. MHD structures, waves and Turbulence in the solar wind: observations and theories // Space Science Rev. V. 73. No 1/2. 1995.

113. Thieme K.M., Marsch E., Schwenn R. Are structures in high-speed streams signatures of coronal fine structures? // Adv. Space Res. V. 9(4). P. 127. 1989.

114. Turner J.M., Siscoe G.L. Orientations of "rotational" and "tangential" discontinuities in the Solar Wind // Journ. Geophys. Res. V.76. P.6971-6979. 1971.

115. Vellante M, Lazarus A.J. An analysis of solar wind fluctuations between 1 and 10 AU//Journ. Geophys. Res. V.92. № A9. P. 9893-9900. 1987.

116. Wing S., Sibeck D.G. Effects of interplanetary magnetic field z component and the solar wind dynamic pressure on the geosynchronous magnetic field // Journ. Geophys. Res. V. 102. P. 7207-7216. 1997.

117. Wing S„ Sibeck D.G., Wiltberger M., Singer H. Geosynchronous magnetic field temporal response to solar wind and IMF variations // Journ. Geophys. Res. V. 107. Doi: 10.1029/2001JA009156. 2002.

118. Yermolaev Yu.I. and Zastenker G.N. Differential flow between protons and alphas in the solar wind: Prognoz 7 observations. // Journ. Geophys. Res. V.99. № A12. P.23503-23504. 1994.

119. Yermolaev Y.I. and Stupin V. V. Helium abundance and dynamics in different types of solar wind streams: The prognoz 7 observations // Journ. Geophys. Res. V. 102. № A2. P. 2125-2136. 1997.

120. Zastenker G.N., Yermolaev Yu.I., Zhuravlev V.I., Borodkova N.L., Nemecek Z., Safrankova Ya. Large and Middle-scale phenomena in the interplanetary medium: Prognoz 7,8,10 observations // Adv. Space Res. V.9. № 4. P.l 17-121. 1989.

121. Zhou X.-Y., and B. T. Tsurutani. Interplanetary shock triggering of nightside geomagnetic activity: Substorms, pseudobreakups, and quiescent events // Journ. Geophys. Res. V. 106. P. 18957- 18967. 2001.