Влияние межпланетного магнитного поля на формирование магнитосферы тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.08 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В. ЛОМОНОСОВА

НАУЧНО-ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ ИНСТИТУТ ЯДЕРНОЙ ФИЗИКИ им. Д.В. СКОБЕЛЬЦЫНА

На правах рукописи

Е.С. Беленькая

ВЛИЯНИЕ МЕЖПЛАНЕТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ НА ФОРМИРОВАНИЕ МАГНИТОСФЕРЫ

Специальность 01.04.08 — физика плазмы

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 2003

Работа выполнена в Научно-исследовательском институте ядерной

физики им. Д.В.Скобельцына Московского государственного университета им. М.В.Ломоносова

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук доктор физико-математических наук доктор физико-математических наук, профессор

Ковражкин Р. А. (ИКИ РАН) Мальцев Ю.П. (ПГИ РАН)

Сомов Б.В. (ГАИШ МГУ)

Ведущая организация: Институт физики Земли РАН.

Защита состоится 11 <3 " СКТЯ^рХ 2003 г. в /5" часов на заседании диссертационного совета Д 501.001.77 в МГУ им. М.В.Ломоносова по адресу: 119992, г. Москва, Ленинские горы, НИИЯФ МГУ корпус 19, аудитория 2-15.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке НИИЯФ МГУ. Автореферат разослан « }2п оЛърСМ^ 2003 г.

Ученый секретарь диссертационного совета доктор физ-мат. наук, профессор у^СА С.И. Страхова

2оо?-А

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Исследование космического пространства - одна и:! наиболее бурно разивающихся областей знания. Решение ряда практически важных задач, таких как повышение надежности радиосвязи, изучение космической погоды, обеспечение радиационной безопасности и др. невозможно без фундаментального исследования физических процессов в околоземном космическом пространстве. При этом необходимо учитывать влияние магнитного ноля солнечного ветра на структуру магнитосферы, конвекцию плазмы и динамику токовых систем.

Солнечный ветер непрерывно взаимодействует с магнитосферой планеты. Магнитное поле солнечного ветра, пересоединяясь с магнито-сферным магнитным полем, в значительной мере определяет его структуру. Для быстро вращающейся планеты, обладающей сильным магнитным полем, вращение оказывает существенное влияние на формирование магнитосферы и взаимодействие с солнечным ветром. Исследованию этих процессов посвящена настоящая работа.

Новые возможности для изучения взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой открываются благодаря доступности огромного экспериментального материала через сеть Интернет. Наряду с разработкой теоретических моделей в диссертации проведены систематизация и анализ теоретических исследований, имеющихся в литературе, и экспериментальных данных, полученных на космических аппаратах и спутниках и на наземных обсерваториях. Проведено сопоставление полученных теоретических результатов и модельных расчетов с имеющимися экспериментальными данными, подтверждающее их достоверность.

Актуальность рассматриваемых в диссертации вопросов определяется тем, что важнейшие прикладные задачи неосуществимы без фундаментальных исследований физических процессов в системе солнечный ветер-магнитосфера-ионосфера-планета. Связующим звеном в этой системе является магнитное поле, вдоль силовых линий которого происходит обмен заряженными частицами и передача энергии на большие расстояния.

Актуальность затронутых проблем связана также с тем, что для понимания магнитосферных и ионосферных процессов, для анализа огромного потока информации, полученной в настоящее время на многочисленных космических аппаратах и искусственных спутниках Земли, необходимо знать конфигурацию силовых линий магпитосферного

Л

ноля, соответствующую межпланетному магнитному полк) (ММП) is момент наблюдения. В частности, возросшие требования к улучшению пропила "космической погоды" для решения практических задач делают актуальными рассматриваемые в диссертации вопросы.

В связи с полетами космических аппаратов Pioneer 10, 11, Voyager 1, 2, Ulysses, Galileo и Cassini к Юпитеру становятся особенно актуальными анализ структуры магнитосферы этой планеты и исследование влияния на нее магнитного ноля солнечного ветра. Особенности юпи-териапской магнитосферы определяют своеобразие ее обтекания солнечным ветром и взаимодействия с межпланетным магнитным полем.

Цель диссертации состоит в определении роли межпланетного магнитного ноля в формировании магнитосферы плане 1ы, обладающей сильным собственным магнитным полем. Среди планет земной группы самое сильное магнитное поле у Земли, среди планет-гиглптон -- у Юпитера.

Задачи диссерчации можно сформулировать следующим образом.

1. Определит!, структуру токового слоя дневной магнитопаузы Земли в зависимости от направления магнитного поля солнечного ветра.

2. Рассчитать для различных ориентации ММП распределения магнитных и электрических нолей и конвекции в магнитосферах Земли и Юпитера.

3. Смоделировать процессы, происходящие в магнитосфере Земли при резком повороте MMI1 к северу, в частности, преобразование высокоширотных трехмерных токовых систем.

4. Сформулировать условия усиления магнитного поля вблизи магнитопаузы быстро вращающейся планеты.

Научная новизна работы состоит в том, что впервые теоретически выявлен ряд эффектов, определяемых величиной и направлением ММП:

- для земной магнитосферы для наименее исследованного случая северного ММП показано, что дневная магнитопауза представляет собой двойной токовый слой; пересоедипеиие происходит в ней-ч'ралыплх точках магнитного поля, расположенных в окрестностях

каснов. вследствие чего возникает обращение конвекции, образующей вихри на открытых силовых линиях полярных шапок, а граница между открытыми и замкнутыми силовыми линиями является эквипотенциалью;

- при близком к радиальному направлении ММП пересоединения на

линии и в нейтральной точке существуют в земной магнитосфере одновременно.

Впервые построена модель магнитосферы Юпитера, учитывающая влияние ММП.

Эти новые теоретические представления дали возможность впервые объяснить следующие явления:

- возмущения низкоширотной Н-компоненты магнитного поля на Зем-

ле, направленные к северу ночью и к югу днем, возникающие после резкого поворота ММП к северу, сопровождающего прохождение межпланетной ударной волны;

- появление антикоротационных потоков плазмы в экваториальной

предпсшуденной магнитосфере Юпитера при южном ММП.

Разработанный подход позволил теоретически обосновать необходимость возникновения КВ^токов вблизи земных каспов при северном ММП и возможность усиления магнитного поля у магнитопаузы быстро вращающейся планеты.

Результаты исследований имеют практическое значение: они позволяют анализировать спутниковые и наземные данные, а также наблюдения, проведенные на космических аппаратах вблизи Юпитера. В частности, непосредственную практическую ценность представляет обнаружение маркера (уменьшение В2-компоненты магнитного поля), позволяющего в ряде случаев идентифицировать дневную магнитопау-зу Земли при северном ММП. Теоретическое обоснование необходимости возникновения при северном ММП дает возможность прогнозирования возмущений в полярной земной ионосфере. Рассчитаны магнитные возмущения на экваторе Земли, которые следует ожидать после столкновения магнитосферы с корональным выбросом массы, несущим северное магнитное поле. Практическое применение проведенных исследований, в частности, состоит во вкладе автора в создание 3-х государственных стандартов [1-3].

Достоверность результатов диссертации подтверждается их хорошим согласием с имеющимися экспериментальными данными и обусловлена использованием современных аналитических методов и расчетных моделей.

Личный вклад автора в получение научных результатов, изложенных в диссертации, и взаимоотношение с соавюрами. Главные результаты диссертации получены автором лично и опубликованы без соавторов в десяти статьях в рецензируемых ведущих научных журналах (три в журнале "Геомагнетизм и Аэрономия" [4-6], четыре в журнале "Journal of Geophisical Research'" [7-10j, одна й журнале "Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics" [11], одна в журнале "Astrophysics and Space Science" [12|, одна в журнале "International Journal of Geomagnetism and Aeronoiny" [13]) и в монографии E. С. Беленькой: "Влияние межпланетного магнитного поля на формирование магнитосферы", Итоги науки и техники. Исследование космического пространства, Т. 33а, Москва, ВИНИТИ, 235 е., 2002 |14]. В работах по теме диссертации, выполненных с соавторами (И.И. Алексеевым, В.В. Ка-легаепым, Ю.Г. Л ютовым, С.Ю. Бобровниковым [15-30]), все соавторы внесли равный научный вклад. E.G. Беленькой в этих работах принадлежит посшювка тех задач, которые вошли в основные положения диссертации, получение аналитических решений, отраженных в диссертации, проведение численных расчетов, приведенных в диссертации.

Апробация работы. Материалы диссертации докладывались на научных семинарах в НИИЯФ МГУ, ПГИ, ИФЗ, ИКИ, ГАИШ, на международном симпозиуме по солнечно-земной физике (Сочи, СССР, 1984), на V Генеральной ассамблее IAGA (Прага, Чехословакия, 1985), на международном симпозиуме "Полярные геомагнитные явления" (Суздаль, СССР, 1986), на VI Генеральной ассамблее IAGA (Эксетер, Великобритания, 1989), на XXVIII ассамблее COSPAR (Гаага. Нидерланды, 1990), на XX Генеральной ассамблее IUGG (Вена, Австрия, 1991), на Чепменовской конференции по микро- и среднемасштабным явлениям в космической плазме (Гаваи, США, 1992), на Всемирном космическом конгрессе (Вашингтон, США, 1992), на Чепменовской конференции по физике магнитопаузы (Сан-Диего, США, 1994), на VIII международном симпозиуме по солнечно-земной физике (Сендай, Япония, 1994), на Чепменовской конференции по магнитным бурям (Пасадена, США, 1996), на III международной конференции по суббурям (ICS-3, Версаль, Франция, 1996), на I Альфвеновской конференции Европейского

Геофизического союза по низко-высотным исследованиям процессов на дневной границе магнитосферы (Кируна, Швеция, 1996), на XXXI научной ассамблее COSPAR (Бирмингем, Англия, 199G), на VIII научной ассамблее IAGA (Уппсала, Швеция, 1997), на рабочей группе "Координированные исследования взаимодействия солнечный ветер - магнитосфера - ионосфера. Интерболл" (Кошице, Словакия, 1998), па Международной конференции по проблемам Геокосмоса (Санкт-Петербург, Россия, 1998), на XXIII и XXVII Генеральных ассамблеях Европейского Геофизического союза (Ницца, Франция, 1998, 2002), на конференции "Магнитосферы внешних планет" (Париж, Франция, 1999), на Европейской конференции по гигантским планетам: "Юпитер после Галилео и Кассини" (Лиссабон, Португалия, 2002), на международном симпозиуме "Авроральные явления и солнечно-земные связи", посвященном памяти профессора Ю. И. Гальперина (Москва, Россия, 2003).

На защиту выносятся следующие результаты, полученные в работах, составляющих основу диссертации:

I. Показано, что дневная магнитопауза представляет собой двойной

токовый слой. Носителями токов намагничивания являются ионы магнитослоя и магнитосферы. При северном направлении межпланетного магнитного поля азимутальные токи в слоях антипарал-лельны друг другу и на магнитопаузе уменьшается ^-компонента, а следовательно, и величина модуля полного магнитного поля.

II. Установлено, что в ответ на изменение направления магнитного поля солнечного ветра возникают различные типы пересоединения межпланетного и магнитосферного полей: двумерное пересоединение на квазинейтральной линии при южном ММП и трехмерное пересоединение в двух нейтральных точках магнитного поля, расположенных в магнитосфере вблизи северного и южного каспов при северном ММП; при направлении ММП близком к радиальному два типа пересоединения существуют в магнитосфере одновременно.

III. Показано, что в то время как при южном ММП в обеих полярных шапках экстремумы потенциала электрического поля локализованы на утренней и вечерней границе области открытых силовых линий, пересекаемой антисолнечной конвекцией, при северном ММП на открытых силовых линиях в ионосфере конвекция образует ви-

хри. не пересекающие границу между открытыми и замкнутыми силовыми линиями, вблизи проекции касна возникает обращение конвекции, там же локализованы экстремумы электрического потенциала и сильные распределенные продольные NBZ-токи. Для направления ММП близкого к радиальному ионосферная конвекция на открытых силовых линиях имеет структуру, отражающую свойства двумерного и трехмерного пересоединсиий, существующих одновременно: наряду с вихревой формой и обращением конвекции только часть границы между открытыми и замкнутыми силовыми линиями является эквипотенциалью.

IV. Показано, что при внезапном повороте магнитного поля солнечного ветра от горизонтального направления к северу, сопровождающем прохождение межпланетной ударной волны, возникает переходная трехмерная токовая система. Оценено характерное время ее существования, определяемое временем формирования конвекции, соответствующей северному ММП, на открытых силовых линиях двух полярных шапок. Магнитное поле переходной токовой системы па низких широтах на поверхности Земли направлено к югу в полдень и к северу в полночь.

V. Построена модель магнитосферы Юпитера, позволившая впервые исследовать влияние магнитного поля солнечного ветра. Для разных ориентаций ММП получено распределение потенциалов электрических полей, созданных вращением Юпитера и МГД - генератором солнечного ветра. Показано, что при южном ММП в экваториальной юпитерианской магнитосфере возникает суперпозиция ковращения (в сердцевине магнитосферы) и антисолнечной конвекции (на флангах и в хвосте). Вечером направления этих движений совпадают, утром — противоположны. В результате в утреннем секторе внешней магнитосферы образуются антикоротацион-ные потоки. Такие потоки наблюдались в предполуденные часы при южном ММП при входе космического аппарата Ulysses в экваториальную юпитерианскую магнитосферу. При северном ММП антикорогационные потоки отсутствуют, преобладает ковращение. а за квазинейтральной линией в хвосте происходит движение в антисолнечном направлении. Эти результаты хорошо согласуются с данными космических аппаратов Pioneer 10 и Voyagers, полученными при северном ММП.

VI. Предложен механизм усиления межпланетного магнитного поля вблизи магпитопаузы быстро вращающейся планеты. Показано, что для планеты, обладающей сильным магнитным полем, для которой вращение передается до магпитопаузы, возможно усиление ММП во столько раз, во сколько азимутальная скорость вращения у магпитопаузы превышает альвеновскую скорость в невозмущенном потоке обтекающей замагниченной плазмы. В Солнечной системе этот механизм актуален только для Юпитера.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, шести глав и заключения. Общий объем диссертации - 318 страниц. В работе приведен 71 рисунок и 3 таблицы. Список литературы содержит 345 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Во Введении очерчен круг рассматриваемых физических вопросов, сформулированы тема и цели диссертации, обоснована ее актуальность, приведены результаты, выносимые на защиту, отмечены научная новизна и практическая значимость полученных результатов, личный вклад автора и апробация работы.

В Главе I решена задача о структуре токового слоя дневной низкоширотной земной магпитопаузы при северном направлении ММП, когда ситуация наиболее сложная, поскольку магнитные поля по обе стороны от магнитопаузы параллельны друг другу, а часто и близки по величине, что сильно затрудняет определение положения магнитопаузы и ее токового слоя.

Задача определения структуры магнитопаузы принципиально нелокальна, т.к. удаленные источники присутствующих в ее окрестности магнитных полей и плазмы играют в этой проблеме решающую роль. Имея это в виду, можно подходить к изучению магнитопаузы в ее критической зоне — подсолнечной области.

Магнитопауза нестационарна и движется с достаточно большой скоростью, превышающей 10 км/сек. Тем не менее, благодаря данным, полученным на космических аппаратах КэЕЕ, АМРТЕ/1КМ, АМРТЕ/ССЕ, СЕОТА1Ь, в исследовании структуры низкоширотной земной магнитопаузы достигнут значительный прогресс. Поскольку магнитопауза является сложной поверхностью, на которой меняются параметры плаз-

мы и магнитного поля, для се идентификации используются различные маркеры: изменение плотности, изменение температуры, скачок магнитного поля. Магнитные поля и свойства плазмы в магнитослоо и а магнитосфере различны. Плазма магнитослоя относительно плотная и холодная, плазма магнитосферы более разреженная и горячая.

Изменение магнитного поля на магиитопаузе связано с токовым слоем или с токовой областью. Структура магнитопаузы, а особенно тонкой токовой области, которую иногда отождествляют с магнитопаузой, до сих пор неясна. Толщина токовой области магнитопаузы порядка нескольких ионных гирорадиусов. Структура магнитопаузы очень чувствительна к направлению межпланетного магнитного поля. Для южного ММП токовый слой магнитопаузы легко идентифицируется благодаря резкому повороту магнитного поля, для северного ММП его трудно обнаружить, поскольку магнитные поля но обе стороны от дневной магнитопаузы почти одинаковы.

В главе I предложена простая модель токов на дневной низкоширотной магнитопаузе, демонстрирующая физический смысл процессов, происходящих на границе между двумя сортами замагниченной плазмы, находящимися в разных магнитных полях [5, 10, 13, 14]. Для фиксированных внешних параметров плазмы и магнитных полей по обе стороны от границы рассматривались траектории заряженных частиц и возникающие токи. Определялся пространственный масштаб квазистационарной токовой структуры. Полученное решение содержало два токовых слоя, созданных ионами магнитослоя и магнитосферы.

При изменении направления магнитного поля на магнитопаузе меняется и направление циклотронного вращения; при сохранении направления магнитного поля, направление циклотронного вращения заряженных частиц сохраняется. Показано, что на магнитопаузе возникают токи намагничивания, вызванные пространственной неоднородностью плазмы и поля. При южном ММП эти токи параллельны друг другу, при северном — антипараллельны. Носителями каждого тока являются ионы определенного сорта: магнитосферы или магнитослоя.

Найдено распределение плотности, давления и тока на магнитопаузе при северном ММП, а также магнитные поля возникающих токов и характерные толщины токовых слоев. Полученные профили представлены на рисунке 1 для типичных значений параметров модели: ПтзЬО = 9 см-3, пт5рьо = 2 см-3, Тт5Ъ = 3,5-106 К, Т^ = 20 • 106 К. Сплошными и пунктирными линиями отмечены вклады ионов магни-

Рис. 1. Рассчитанные в модели профили физических величин на магнитопаузе дня северного ММП (ртвь и ршврЬ — полутолщины токовых слоев ионов магнитослоя и магнитосферы); а) плотность ионов; Ь) давление ионов; с) плотность тока; с1) модельное магнитное поле Вг(х), вычисленное по измеренным параметрам при пролете АМТЕ/ШМ 13 октября 1985 г; е) модельное магнитное поле Вг(х), вычисленное по измеренным параметрам при пролете АМТЕ/ШМ 24 октября 1985 г.

тосферы и магнитослоя, соответственно; толстой сплошной линией показаны суммарные величины.

Результаты вычислений сопоставлялись с экспериментальными данными. Для сравнения с наблюдениями использовались измерения плазмы и магнитного поля на дневной магнитопаузе с разрешением 4,35 сек, полученные на спутнике АМРТЕ/ШМ. Были выбраны пролеты при северном направлении магнитного поля солнечного ветра 13 и 24 октября 1985 года. Показано, что постренная модель хорошо описывает наблюдения. Рассчитанные для этих случаев магнитные поля токовых слоев представлены на рисунке 1.

В Главе II рассчитано магнитосферное магнитное поле Земли для различных направлений межпланетного магнитного поля. Подробно исследованы наиболее сложные случаи, реализуемые при одновременном существовании в магнитосфере нейтральной точки и нейтральной линии магнитного поля при близком к радиальному направлении ММП.

Два типа пересоединения межпланетного и магнитосфсрного полей, происходящие при южном и при северном ММП, обычно называются иизкоширотиым и высокоширотным пересоединением. Ситуация для направления ММП близкого к радиальному до последнего времени не была изучена. Хотя процесс иоресоединения происходит в ограниченном объеме пространства, он приводит к фундаментальным изменениям в крупномасштабной структуре магнитного поля.

Широкий круг наблюдений демонстрирует ведущую роль механизма магнитного пересоединения по сравнению с процессами, связанными с "вязким взаимодействием". В частности, за последние десятилетия хорошо установлена глобальная зависимость магнитосферного поля и потоков плазмы от направления ММП. В этой главе рассмотрены различные структуры магнитосферного поля, возникающие в зависимости от ориентации ММП [7, 9, 16-20, 23-25], наиболее детально исследуется случай магнитного поля солнечного ветра, направленного почти ради-ально.

Чтобы учесть влияние ММП на структуру магнитосферного поля, необходима модель магнитосферы, ограниченной магнитоиаузой, токи которой обеспечивают полную экранировку внутримагнитосферных источников поля [16-19, 21, 22, 26, 27, 29]. Предполагалось, что каждый такой источник индуцирует на магнитопаузе собственные токи экранировки. Задавая на границе магнитосферы распределение нормальной компоненты магнитного поля (Вп = 0) и используя скалярный потенциал для представления поля источника внутри магнитосферы вне токовых слоев, величину потенциала можно найти из решения задачи Неймана.

Аппроксимация границы магнитосферы простой аналитической поверхностью (например, сферой, параболоидом вращения, эллипсоидом или цилиндром, сопряженным с полусферой или с эллипсоидом) накладывает некоторые ограничения на форму модельной магнитопаузы, но позволяет при помощи специальных гармонических функций, связанных с данной поверхностью, найти коэффициенты соответствующих разложений, используя ортогональность собственных функций.

Простейшей открытой моделью, предназначенной для демонстрации эффектов ММП и обладающей магнитопаузой, полностью экранирующей магнитосферное магнитное поле, является сферическая модель магнитосферы [7.16,17]. Сферическая модель позволяет аналитически учесть влияние ММП на структуру магнитосферного магнитного по-

ли, на конвекцию и на систему продольных токов. Сферическая модель отражает универсальные свойства взаимодействия межпланетного и магнитосферного полей. В дневной части магнитосферы и в полярных шапках она дает результаты, хорошо согласующиеся с наблюдениями.

В этой модели магнитопауза аппроксимировалась токовой сферической поверхностью, разделяющей внешнюю область, характеризуемую направленным движением плазмы солнечного ветра, от внутренней, где главную роль играет магпитосферное магнитное поле. Магнитопауза являлась сферой радиуса Дь где Н\ = 10 Яе — геоцентрическое расстояние до подсолнечной точки земной магнитосферы, а Ле — радиус Земли. Токи магнитопаузы экранировали внешнее пространство от поля земного диполя, расположенного в центре сферы. Магпитосферное поле в модели было представлено в виде суммы поля диполя, поля токов на магнитопаузе, экранирующих диполь, и доли межпланетного магнитного поля, проникающей в магнитосферу.

Показано, что при равном нулю магнитном поле солнечного ветра существуют две нейтральные точки магнитного поля на пересечении сферической магнитопаузы с осью земного диполя — аналоги магни-тосферных каспов. При северном ММП с произвольными радиальной (Вх) и азимутальной (Ву) составляющими внутри магнитосферы существуют две нейтральные точки магнитного поля, расположенные в окрестностях каспов. В них происходит трехмерное пересоединение магнитных силовых линий. При южном ММП внутри магнитосферы нет нейтральных точек магнитного поля. Они лежат внутри токового слоя магнитопаузы. Окружность, расположенная на магнитопаузе и соединяющая эти точки, является квазинейтральной линией. На ней происходит двумерное пересоединение.

Наличие токового слоя магнитопаузы, разделяющей все пространство на внешнюю и внутреннюю области, является ключевым элементом модели. Поле токов экранировки на магнитопаузе обусловливает различие между двумя модами пересоединения, возникающими при южном и северном ММП. Это различие проявляется, в частности, в том, что при южном ММП плазма на образовавшихся в результате пересоединения открытых силовых линиях движется в антисолнечном направлении, а при северном ММП поступательное движение плазмы на частях открытых силовых линиях, находящихся в солнечном ветре, по мере погружения внутрь магнитосферы преобразуется в вихревое движение.

В реальной магнитосфере большое значение имеет геомагнитный хвост, отсутствующий в сферической модели. Поэтому более адекватное описание магнитосферного магнитного поля возможно в пара-болоидной модели магнитосферы. Конфигурации магнитного поля в окрестностях нейтральных точек в сферической и параболоидной моделях подобны друг другу, однако, глобальная структура магнитного поля в параболоидной модели сложнее.

Магнитосферное магнитное поле в параболоидной модели представлено в виде суммы магнитных полей диполя, поля токов магнитопаузы, экранирующих диполь, поля токовой системы магнитосферного хвоста (включающей токи поперек хвоста и токи замыкания на магнитопаузе), и доли межпланетного магнитного поля, проникающей в магнитосферу. Магнитные поля внутримагнитосферных источников вне токовых областей определялись их скалярными потенциалами. Скалярный потенциал ноля токов экранировки диполя выражался через присоединенные полиномы Лежандра при И < Я\ и через функции Бесселя при Я> Я-х (с ночной стороны). Скалярный потенциал магнитного поля токовой системы хвоста был представлен в виде разложения по функциям Бесселя. Доля ММП, проникающая в магнитосферу (Ь), была получена из решения задачи Неймана для скалярного потенциала магнитного поля. Граничное условие при этом определялось из решения задачи обтекания параболоида вращения, аппроксимирующего магнитопаузу.

Углы, которые составляют с линией Земля-Солнце плоскости, перпендикулярные магнитосферному сечению день-ночь и касательные к магнитопаузе в каспах, могут быть оценены как г) « ±45°. Эти две

г

Рис. 2. Сечение магнитосферы полдень-полночь. Магнитопауза показана пунктиром.

плоскости долят все пространство векторов магнитного ноля, проникающего в магнитосферу (с Ьу к; 0), па 4 сектора, номера которых отмечены па рисунке 2. Показано, что когда Ь принадлежит 1-му сектору, одна нейтральная точка лежит в токовом слое дневной магнитопаузы, а друзая — в токовом слое магнитосферного хвоста. В целом, возникает двумерное псресоединепие на квазипейтральпой линии, соединяющей эти точки, аналогичное перссоодинению в модели Данжи. Когда вектор Ь расположен во И-м секторе, возникает трехмерное псресоединепие в двух нулях магнитного поля, расположенных внутри магнитосферы вблизи каспов. При направлении ММП близком к радиальному одновременно возникает двумерное пересоединение на линии, лежащей на магнитопаузе и проходящей через касп, и трехмерное; перссоедине-нис вблизи второго каспа [9, 14]. Следует отметить, что рассмотренный случай не имеет аналогов в сферической модели.

Полученные результаты вычислений сопоставлялись с данными измерений, выполненных на ИСЗ 18ЕЕ 2 11 июня 1978 г. в окрестности высокоширотной вечерней магнитопаузы вблизи плоскости терминатора в 23:00 иТ, когда магнитные поля магнитослоя и долей геомагнитного хвоста были почти антипараллельны друг другу. Характер наблюдаемых вблизи высокоширотного токового слоя северной магнитопаузы ускоренных потоков различных сортов ионов (направленных как к Солнцу, так и в противоположную сторону) свидетельствовал о процессе пересоединения. Предложенная модель позволила объяснить отсутствие ускорения в антисолнечном направлении плазмы мантии и наличие, в то же время, в двумерных распределениях ионных скоростей ускоренных потоков плазмы магнитослоя в сторону хвоста и к западу (на межпланетных силовых линиях, проникающих в магнитосферу) и противоположных им потоков к Солнцу и к утру (на замкнутых силовых линиях) [7, 14].

Во второй главе также исследуется вопрос о влиянии ММП на сердцевину магнитосферы и на перемещения магнитосопряженных точек [14, 15].

В Главе III проанализировано формирование электрических полей, конвекции и токовых систем в высокоширотной магнитосфере и ионосфере Земли в зависимости от направления ММП. Показано, что при северном ММП возникают продольные токи зоны каспа. Эти токи были измерены на ИСЗ МАСБАТ и названы NBZ-тoкaми.

В этой главе рассчитаны крупномасштабные стационарные электри-

ческие поля, возникающие при взаимодействии солнечного ветра с магнитосферой Земли [И, 16, 18, 19, 21, 22, 26]. Характер конвекции и распределение электрического поля в магнитосфере зависят от типа пересоединения магнитосферного и межпланетного полей. При расчете электрического поля в магнитосфере и ионосфере учитывалась перестройка магиитосферной конфигурации в зависимости от направления ММП. Магнитосферное магнитное поле, используемое в расчетах, описано в главе II.

В сферической модели магнитосферы граничное условие для электрического поля на магнитопаузе было выбрано в виде: ЕзШ\тр = кЕ где ЕзШ — тангенциальная к магнитонаузе компонента проникающего в магнитосферу электрического поля солнечного ветра, а Е1 — тангенциальная компонента электрического поля в невозмущенном потоке солнечного ветра; &~0.1. Из заданного распределения Езт1 на магнитопаузе и условия эквипотенциальпости магнитных силовых линий электрическое поле внутри сферической магнитосферы на открытых и межпланетных силовых линиях определялось однозначно. Исключение составляли окрестности нейтральных точек и нейтральных линий, где пересекались силовые линии, имеющие различные потенциалы. Поэтому наше рассмотрение неприменимо в окрестностях сингулярностей магнитного поля и на границах между силовыми линиями различных топологических типов.

Расчеты в сферической модели магнитосферы показали, что в области открытых силовых линий на ионосфере радиальная компонента ММП вызывает асимметрию в распределении потенциала в направлении день-ночь, а азимутальная — в направлении утро-вечер. Североюжная компонента определяет тип пересоединения.

При южном ММП максимальный потенциал достигается в утреннем, а минимальный в вечернем секторе на границе полярной шапки. Независимо от радиальной и азимутальной компонент при южном ММП конвекция на открытых силовых линиях в ионосфере направлена к ночи, ее линии пересекают границу полярной шапки, а на замкнутых силовых линиях возникает возвратное движение к Солнцу. При усреднении по Вх и Ву с сохранением Вг < 0 за достаточно длительный промежуток времени на границе полярной шапки возникает токовая система, аналогичная токам зоны I. Полученные результаты для Вг < 0 хорошо согласуются с данными эксперимента: при южном ММП электрическое поле через полярную шапку направлено с утра

на вечер; этому соответствует двухвихровая структура электрического потенциала и антисолнечпая конвекция в полярной шапке. Кроме того, полученная корреляция с Ву электрического поля полярной шапки дает естественное объяснение эффекту Свалвгарда-Маисурова: в высокоширотной ионосфере Ву > О вызывает зональный ток, направленный против часовой стрелки, а Ву < 0 — ток по часовой стрелке.

При северном ММП происходит уменьшение площади полярных шапок; их смещение под действием радиальной и азимутальной компонент более ярко выражено. Характер конвекции на открытых силовых линиях при Вг > 0 существенно меняется по сравнению со случаем южного магнитного поля солнечного ветра. Эквипотенциали на магнитопаузе в области ее пересечения пучком открытых силовых линий представляют собой дуги окружностей, концы которых лежат на границе пучка. Поскольку граничные силовые линии пучка открытых силовых линий при В2 > 0 стягиваются к нейтральной точке магнитного поля, которая вдоль сингулярной силовой линии проектируется в особую точку на ионосфере, туда же сходятся концы ионосферных проекций эквипотенциален, а следовательно, там приложена полная разность потенциалов. Этим объясняется вихревой характер конвективного движения па открытых силовых линиях на уровне ионосферы при северном ММП: независимо от знаков Вх и Ву все эквипотенциали в полярной шапке кроме единственной, начинаются и кончаются в ионосферной проекции нейтральной точки и не пересекают границы между открытыми и замкнутыми силовыми линиями, которая представляет собой эквипотенциалы Вблизи проекции нейтральной точки возникает, так называемое, "обращение" конвекции — движение к Ооинцу, а на периферии полярной шапки — возвратное движение в антисолнечном направлении. Такое поведение конвекции при северном ММП подтверждается наблюдениями [11, 14].

Таким образом, сферическая модель магнитосферы, отражающая основные черты взаимодействия межпланетного и магнитосферного магнитных полей, хорошо воспроизводит распределение электрического потенциала в высокоширотной ионосфере на открытых силовых линиях в зависимости от направления магнитного поля солнечного ветра.

Принципиальное различие структуры магнитного поля магнитосферы при южном и северном ММП проявляется, в частности, в различном характере наблюдаемых высыпаний в полярных шапках для этих двух случаев. При южном ММП высыпания электронов однородные,

относительно слабые и низкоэнергичиые; при северном ММП они более структурированы, интенсивны и обладают большой энергией. Высыпания при Вг > 0 характеризуются ускоренном частиц вдоль магнитного поля, а потоки настолько интенсивны, что вызвают свечения дуг полярной шапки; ионы также наблюдаются в этих высыпаниях, их энергия порядка 200 эВ - 10 кэВ.

При северном ММП па основе численного счета в сферической модели предложена простая аналитическая аппроксимация электрического потенциала в северном полушарии на открытых силовых линиях на уровне ионосферы. Эта аппроксимация позволила определить распределенные по полярной шапке продольные токи, концентрирующиеся вблизи дневного каспа и усиливающиеся но мере приближения к нему. Эти токи при северном ММП становятся одним из основных источников электрического поля в полярной шапке. Они определяют его сильную неоднородность.

Усреднение по Вх и Ву, проведенное за достаточно большой промежуток времени при Вг > 0, оставляет распределенные по области открытых силовых линий продольные токи, втекающие в ионосферу вечером и вытекающие из нее утром, сила которых возрастав'!' вблизи среднего положения каспа. На ИСЗ МАвБАТ в 1984 г. была обнаружена среднестатистическая крупномасштабная система продольных токов, расположенных при северном магнитном поле солнечного ветра к полюсу от продольных токов, локализованных на приполярной границе аврорального овала (токов зоны I), и состоящая из токов, втекающих в ионосферу вечером и вы1 екающих из нее утром. Эти токи были названы NBZ-токами.

Сферическая модель позволила продемонстрировать необходимость возникновения при северном ММП распределенных продольных токов полярной шапки, которые могут быть интерпретированы как экспериментально наблюдаемые

Более адекватное описание структуры магнитного и электрического магнитосферных полей было получено в параболоидной модели магнитосферы. Показано, что основные черты, характерные для высокоширотной конвекции при южном и северном ММП, полученные в сферической модели, воспроизводятся и в параболоидной модели магнитосферы. Эта модель позволила также исследовать случаи с относительно большой радиальной компонентой ММП, когда одновременно существуют два типа пересоединсния. На рисунке 3 показана ионосферная

конвекция в северной полярной шапке для этой ситуации.

Возникает принципиально новая структура высокоширотной конвекции в полярных шапках, обладающая одновременно чертами, присущими двумерному и трехмерному типам псресоедипепия: обращение конвекции и ее. вихревой характер сочетаются с кусочной эквипотеп-циальностыо границы между открытыми и замкну тыми силовыми линиями. В то время как одна часть этой границы (ионосферная проекция нейтральной точки магнитного ноля) является эквипотенциалыо, другая -- пересекается линиями конвекции и представляет собой ионосферную проекцию линии пересоединения (части сеператрисы, лежащей внутри токового слоя магнитопаузы) [11, 14].

Х(Не)

Рис. 3. Ионосферная конвекция на открытых силовых линиях северной полярной шапки, рассчитанная в параболоидной модели магнитосферы для вектора Ь, расположенного в 1\;-м секторе. Пунктирные круги обозначают широты 70° МЬАТ и 80° МЬАТ, сплошные — границы полярной шапки и полярного овала при Ь = 0. Конвекция в центральной части области открытых силовых линий направлена к полудню. Солнце слепа Ьх = -2,8 нТл, = 0 нТл, Ьг = 0,8 нТл.

В Главе IV введено новое понятие о переходных крупномасштабных трехмерных токовых системах, возникающих в высокоширотной ионосфере при внезапном повороте ММП к северу. Оценено характерное время их существования и рассчитаны наземные проявления. Проведены детальные вычисления для события 24 сентября 1998 г., когда резкий поворот ММП к северу и одновременный скачок давления солнечного ветра сопровождались необычными явлениями, наблюдаемыми в

высокоширотной ионосфере и на низкоширотных наземных обсерваториях [14, 30].

До сих пор нами рассматривались квазистациоиарныс состояния магнитосферы, зависящие от условий в межпланетном пространстве. Главное внимание уделялось влиянию ориентации ММП на структуру магнитного и электрического полей в магнитосфере. При этом магнитное поле солнечно)« ветра считалось неизменным в течение дли-, тельного времени, определяемого временем распространения солнечно!« ветра вдоль магнитосферы и временем распространения сигнала внутри магнитосферы. Время распространения солнечного ветра, движущегося со средней скоростью вдоль магнитосферы до расстояний до пересечения магнитопаузы с последней открытой силовой линией (~200Яе) составляет порядка часа. Характерное время распространения сигнала внутри магнитосферы вдоль магнитных силовых линий — это время распространения альвеновской волны. Эта величина составляет 1-2 мин для внутренних областей магнитосферы Земли и 5-6 мин для внешних.

В четвертой главе рассматривается переход магнитосферы из одного квазистационарного состояния в другое при смене знака северо-южной компоненты ММП и рассчитывается характерное время, необходимое для этого процесса. Как было показано ранее, знак северо-южной компоненты ММП определяет два качественно различных состояния магнитосферы, поэтому следует ожидать, что и переход к квазистационарному состоянию, соответствующему повороту ММП к югу или к северу, будет осуществляться по-разному. Этот процесс имеет большое значение для магпитосферной физики, поскольку с ним приходится сталкиваться при решении задачи о взаимодействии земной магнитосферы с секторной структурой ММП, с быстро меняющимся солнечным ветром, с волоконно-стримерным потоком'межпланетной магнитоплазмы или с корональным выбросом массы.

Как было показано ранее, взаимодействие солнечного ветра с магнитосферой и ионосферой Земли приводит к тому, что ионосферная конвекция на высоких широтах контролируется ориентацией ММП. Динамика ионосферной конвекции, связанная с внезапным изменением ММП, позволяет лучше понять процесс перестройки магнитосферы. Дневная ионосфера быстро реагирует (в течение 2-3 мин) на ступенчатое изменение ориентации ММП, однако, локальный отклик следует отличать от крупномасштабной перестройки конвекции, занимающей

время от 20 мин до часа.

Поворот ММП к югу проявляется в высокоширотной ионосфере постепенным переходом к картине конвекции, характерной для стабильного южного ММП. Линии конвекции, начинаясь на дневной части границы области открытых силовых линий, пересекают полярную шапку в антисолнечном направлении. Одновременно возбуждается конвекция на дневной стороне замкнутых силовых линий, которые при пересосди-нении подходят к полуденной границе с открытыми силовыми линиями. МГД-генератор солнечного ветра благодаря продольным токам зоны I, сосредоточенным на дневной границе полярной шапки, подключен к нагрузке — ионосфере. Время распространения конвекции от дневной до ночной границы полярной шапки соответствует запаздыванию между установлением пересоединения на подсолнечной магнитопаузе и в хвосте магнитосферы.

При повороте ММП к северу перестройка к квазистационарному состоянию существенно отличается от случая перехода к южному ММП. Возбуждение конвекции в высокоширотной ионосфере на замкнутых силовых линиях происходит не напрямую, поскольку при Вг> 0 граница полярной шапки становится эквипотенциалыо, а через область каспа. Электрическое поле из области открытых силовых линий через ионосферную проекцию диффузионной зоны проникает в область замкнутых силовых линий. В окрестности каспа с приэкваториальной стороны от границы между открытыми и замкнутыми силовыми линиями возбуждается двухвихревая структура с обычным направлением конвекции (к Солнцу на низких широтах), связанная с сильными распределенными продольными токами, противоположно направленными (вечером ток вытекает, утром втекает) по отношению к соседним NBZ-токам, локализованным на открытых силовых линиях.

В процессе установления квазистационарного состояния для северного ММП возникают два характерных масштаба времени: £р и ¿г. В течение времени ¿р фронт, за которым Вг> 0, проходит расстояние от лобовой точки магнитопаузы до нейтральных точек магнитного поля, расположенных вблизи каспов. Через время ¿р после поворота ММП к северу может начаться перестройка высокоширотных ионосферных токов. Характерное время Ьг складывается из времени 1Х распространения солнечного ветра до расстояния Ьх, на котором последняя открытая силовая линия пересекает магнитопаузу, плюс времени распространения сигнала от Ьх до ионосферы. Рассмотрим подробнее, что происходит с

магнитосферой за время £,, < £ < £,. после попорота ММП к северу.

Продольный ток, сосредоточенный на границе области открытых силовых линий в ионосфере, определяется скачком нормальной к границе полярной шапки составляющей электрического поля. В течение времени £р < £ < £г электрическое поле на большей части области замкнутых силовых линий отсутствует, исключение составляет только область вблизи каспа. Следовательно, скачок нормальной к границе полярной шапки составляющей электрического поля определяется полем в области открытых силовых линий. Со скачком поля и поверхностного тока связан линейный продольный ток 7ц, сосредоточенный на границе области открытых силовых линий в ионосфере. Этот ток замыкает педер-сеновские токи растекания, генерируемые продольными ЬтВ7-токами. В сферической модели магнитосферы было выведено аппроксимациоп-ное выражение для потенциала электрического поля [18], из которого получено аналитическое выражение для линейной плотности тока /ц.

На рисунке 4 показаны продольные токи в северной полярной шапке для Вг > 0 при £р < £ < tт. На верхней части рисунка изображен случай, когда Вх — 0 и Ву < 0, а на нижней Вх < 0 и Ву — 0. При усреднении /ц по Вх и Ву при В2 > 0 остается ток, не зависящий от знака этих компонент: втекающий в границу открытых силовых линий на ионосфере утром и вытекающий из нее вечером, т.е..направленный также, как и ток зоны I.

Таким образом, в течение времени £р < £ < £,■ после поворота ММП к северу существует токовая система, состоящая из продольных NBZ-токов, продольных токов, сосредоточенных на границах областей открытых силовых линий в полярных шапках (аналогов токов зоны I) и замыкающих их между собой в каждой шапке токов растекания по областям открытых силовых линий. Эта токовая система, развивающаяся в районе каспа, названа нами "переходной".

Известно, что магнитное поле радиально направленных продольных токов под однородно проводящей ионосферой компенсируется магнитным полем педерсеновских ионосферных токов растекания (так называемая, "теорема РикшЫта"). В течение времени ^ < £ < £г схема подключения МГД-генератора солнечного ветра к ионосфере такова, что равномерное растекание по ней отсутствует, и "теорема РикивЫта" не выполняется. Вследствие этого на Земле должно наблюдаться магнитное поле переходной токовой системы, возникающей при повороте ММП к северу, и характеризующейся временным масштабом £г. В ка-

Рис. 4. Продольные и ионосферные педерсеновские токи в северной полярной шапке при северном ММП, рассчитанные в сферической модели магнитосферы. Области распределенных продольных токов, вытекающих из ионосферы, заштрихованы, втекающих — отмечены точками. Сосредоточенные на границе полярной шапки продольные токи /ц обозначены крупными стрелками.

честве нижней границы ¿г было взято время установления конвекции на открытых силовых линиях двух полярных шапок (переход магнитосферы в квазистационарное состояние, соответствующее северному ММП, не может происходить за время меньшее этой величины).

По закону Био-Савара-Лапласа оценивался магнитный эффект от переходной токовой системы на экваторе Земли в полдень и в полночь. Магнитное поле этой системы оказалось направленным днем к югу, а ночью к северу.

Таким образом, нами показано, что при повороте ММП к северу возникает переходная токовая система, которая в течение времени 1Г создает на уровне Земли магнитный эффект, исчезающий при установлении квазистационарного состояния.

На примере события 24-25 сентября 1998 г. было подробно рассмотрено развитие переходной токовой системы. Примерно в 23:45 ИТ 24

сентября 1998 года корональный выброс массы, генерирующий перед собой в солнечном ветре ударную волну, достиг магнитосферы Земли. Одновременно с приходом ударной волны наблюдалось резкое изменение ММП от горизонтального направления к северу. Коропальные выбросы массы — это крупные структуры, содержащие плазму и магнитное поле, которые выбрасываются из Солнца в гелиосферу со скоростями от нескольких сотен до более чем 1000 км/сек. Событие 24 сентября 1998 года наблюдалось целой флотилей космических аппаратов. Космический аппарат Wind измерял межпланетное магнитное иоле, плотность ионов, скорость и динамическое давление солнечного ветра.

Приход межпланетной ударной волны к магнитосфере должен был привести к увеличению северной компоненты магнитного поля на низких широтах на Земле, поскольку возрастание динамического давления солнечного ветра усиливает токи магнитопаузы и геомагнитного хвоста. Усиленные токи магнитопаузы увеличивают северную компоненту магнитного поля на низких широтах на Земле, и этот эффект сильнее в полдень, чем в полночь. Токи хвоста (предположительно возросшие после прихода межпланетной ударной волны) ослабляют северную компоненту магнитного поля на земном экваторе ночыо больше, чем днем. Оба эти эффекта должны были привести к тому, что направленное на север возмущение геомагнитного поля на экваторе Земли, связанное с импульсом давления солнечного ветра, в полдень больше, чем в полночь.

Однако, в рассматриваемом случае на низкоширотных обсерваториях наблюдалась противоположная картина: наиболее сильные положительные возмущения (направленные на север) были измерены ночыо, в то время как днем возмущения оказались слабыми или даже отрицательными (направленными на юг). Мы полагаем, что явления, зарегистрированные наземными низкоширотными магнитометрами после столкновения коронального выброса массы с магнитосферой 24 сентября 1998 года, были инициированы крупномасштабной переходной трехмерной токовой системой. Таким образом, они возникали в результате влияния ММП на магнитосферно-ионосферное электродинамическое взаимодействие [14, 30].

Под действием межпланетной ударной волны, достигшей магнитопаузы в 23:45 UT 24 сентября 1998 г., дневная магнитосфера сжалась, и геоцентрическое расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы

(R\) уменьшилось. Уменьшение Ri повлекло за собой увеличение г-компоненты магнитного поля токов магнитоиаузы, экранирующих диполь, на земном экваторе в меридиане день-ночь в среднем на 23,8 нТл.

Как следует из данных космического аппарата Polar, в течение примерно получаса после прихода корональпого выброса массы к земной магнитосфере ночная приэкваториальная граница полярного овала почти не смещалась, в то время как приполярная граница сжималась к полюсу. Поэтому можно считать, что в течение этого времени передний 0 край токового слоя магнитосферного хвоста, проектирующийся в низ-

коширотную границу аврорального овала, почти не перемещался и находился на расстоянии R.2^7Re от центра Земли. Динамика магнитного поля токового слоя магнитосферного хвоста определялась вариациями геоцентрических расстояний до подсолнечной точки магнитопаузы R\ и до переднего края токового слоя R-2, а также изменением магнитного потока в долях хвоста F^. Среднее значение изменения магнитного поля токов хвоста на земном экваторе в меридиане день-ночь, связанное со скачком динамического давления солнечного ветра, было порядка 2,4 нТл.

Соответствующее изменение поля кольцевого тока оценивалось по изменению Dst вариации, которое составляло —13 нТл (от -30 нТл до -43 нТл).

Таким образом, прохождение межпланетной ударной волны, связанной с корональным выбросом массы, вызвало изменения токов магнитопаузы, токов хвоста и кольцевого тока, которые привели к увеличению магнитного поля на земном экваторе на меридиане день-ночь в среднем на 13,2 нТл.

Вычисленное магнитное поле днем и ночью на экваторе Земле от « крупномасштабной переходной токовой системы, генерируемой рас-

сматриваемым корональным выбросом массы, составляло Вг = ^35 нТл (знак минус относится к полудню, а плюс к полночи). Характерные времена были fp«3 мин и tr « 39 мин. Таким образом, согласно нашей модели, в течение характерного времени <г«39 мин педерсеновский ток через полярную шапку растекался от NBZ-токов и замыкался токами зоны I.

Величины наблюдаемых вомущений магнитного поля на поверхности Земли были порядка —25 нТл в полдень и +75 нТл в полночь. Для сравнения с модельными расчетами данные наблюдений были исправлены с учетом магнитного поля индуцированных внутриземных токов.

Это дало —16,6 иТл днем и +50 нТл ночью. Исправленные данные наблюдений были представлены в виде суммы двух членов: независящего от МЬТ магнитного поля величиной +16,7 нТл и асимметричного члена +33,3 нТл (верхний знак относится к полудню). Амплитуда и знак наблюдаемого асимметричного магнитного возмущения на низких широтах на Земле (+33,3 нТл) объяснялись эффектом переходной токовой системы, дающей +35 нТл. Первый член (+16,7 нТл) был обусловлен усредненным совокупным возмущением, вызванным кольцевым током, токовым слоем магнитоферного хвоста и токами магни-топаузы (13,2 нТл согласно расчетам).

Таким образом, получено хорошее согласие наших модельных расчетов (дающих оценки по порядку величины) с наблюдениями. Из проведенного анализа следует, что вклад в магнитное поле на земном экваторе днем и ночью от переходной токовой системы, вызванной поворотом ММП к северу, в рассматриваемом случае превышал возмущения магнитного поля от других магнитосферных источников. Эти возмущения, главное из которых вызвано усилением токов магнитопаузы, были связаны со скачком давления солнечного ветра [14, 30].

В Главе V построена модель магнитосферы Юпитера, позволяющая исследовать эффекты межпланетного магнитного поля [6, 12, 14]. На базе экспериментального материала, полученного при пролетах шести космических аппаратов вблизи Юпитера, определена относительная роль униполярного индуктора и МГД-генератора солнечного ветра в возбуждении электрических полей и конвекции в юпитерианской маг-нитофере и ионосфере.

Юпитер — крупнейшая планета Солнечной системы, имеющая самую протяженную магнитосферу, обладающая сильным собственным магнитным полем и быстрым вращением (период обращения Юпитера порядка 10 часов). Характерной особенностью магнитосферы Юпитера является наличие мощного источника магнитосферной плазмы — спутника Юпитера Ио. Благодаря сильнейшей вулканической активности Ио, находящаяся на расстоянии ~5,от планеты, поставляет в магнитосферу Юпитера около 1 Т плазмы в сек.

В результате неустойчивости возникает разлет плазмы от тора Ио (детали этого процесса до сих пор до конца не выяснены и являются предметом теоретических дискуссий). Быстрое вращение совместно с внутримагнитосферным образованием плазмы создает новый по сравнению с магнитосферой Земли мощный источник магнитного поля:

мапштодиск Юпитера. Этот топкий токовый слой расположен вблизи экваториальной плоскости магнитосферы. В отличие от магнитосферы Земли большая часть энергии магнитосферы Юпитера черпается из энергии вращения планеты. Данные космических аппаратов Pioneer 10, Voyagers и Ulysses свидсльетвовали о возможном влянии ММП на магнитосферу Юпитера, особенно на ее внешнюю часть.

В то же время, существующие модели магнитного ноля магнитосферы Юпитера не учитывают эффекты ММП. Нами была построена модель, применимая не только в экваториальной плоскости и вблизи планеты, как большинство существующих в настоящее время моделей, но также и на высоких широтах, в районе каспов и во внешней магнитосфере. Эта модель включает влияние ММП и позволяет проектировать электрический потенциал вдоль высокопроводящих магнитных силовых линий [б, 14].

Представленная модель содержит внутримагнитосферные источники магнитного поля, заэкранированные токами магпитопаузы, а также частично проникающее внутрь магнитосферы ММП. Магнитопау-зу, разделяющую две области пространства (магнитослой и магнитосферу), заполненные различными сортами плазмы и различными магнитными полями, необходимо принимать во внимание для корректной постановки задачи. Учет токовой поверхности, ограничивающей магнитосферу, позволяет продемонстрировать принципиальное различие между двумерным и трехмерным типами пересоединения, которые соответствуют различным ориентациям ММП [7, 11, 16, 17]. Используя подход, который применялся при создании параболоидной модели магнитосферы Земли, была разработана модель, включающая характерные для юпитерианской магнитосферы элементы. Магнитосферное магнитное поле Вт было выражено в виде суммы вкладов отдельных источников:

Bm =Bd(^) + Bsd(v,Res) +

+ BTS(^,Rss,R2,Bt)+b(kj,Bmf)+ (1)

+ bmd (ф> bdc) rdi, r-d2) + bsmd {ф, r*s, bdc, r-dl, r-d2) ,

где В a — магнитное поле юпитерианского диполя; Bsd — магнитное поле токов магнитопаузы, экранирующих диполь; Bxs — поле токовой системы магнитосферного хвоста, включающей поперечные токи хвоста и их токи замыкания на магнитопаузе; b — доля ММП (Вщр), проникающая в магнитосферу, величина b примерно в fcj раз меньше, чем

Вщр; Вмо ~~ магнитное поле токов магнитодиска; Вьмг> — магнитное поле токов магнитопаузы, экранирующих поле магнитодиска.

Входные параметры модели: Ф — угол наклона магнитного диполя к оси 2 солнечно-магнитосферной системы координат; Д,8 ~ расстояние от центра Юпитера до подсолнечной точки магнитопаузы; Дог и До2 — расстояния от центра Юпитера до внешнего и внутреннего краев магнитодиска; Во с — величина магнитного поля, созданного токами диска на внешнем краю магнитодиска; Дг ~ расстояние от центра планеты до переднего края токового слоя хвоста; Д характеризует величину магнитного поля токов хвоста на внутреннем краю токового слоя; к] — коэффициент, определяющий долю ММП, проникающего в магнитосферу. Были выбраны средние значения входных параметров модели: Ф = 0; = 100ДЛ; Д2 = ббДт; А = -2,5 нТл; = 92ДЛ; Н\)2 — 18, АЯу, Ввс = 2,5 нТл. Уравнения (НуВ - 0 и с!1уЗ = 0 выполнялись при всех модельных расчетах.

Использовалась простая модель магнитного поля магнитодиска. которая легко включалась в нараболоидную модель магнитосферы Юпитера и отражала основные свойства магнитодиска: магнитное поле убывало с расстоянием от планеты медленнее, чем дипольное поле, и вблизи магнитодиска поле было направлено раднально (севернее магнитодиска от Юпитера и южнее магнитодиска — к Юпитеру). Магнитодиск был помещен в плоскости магнитного экватора симметрично относительно оси диполя. Модельные расчеты показали, что эффективный магнитный момент магнитодиска Ммо в ~2,6 раза превосходит магнитный момент Юпитера. Магнитное поле магнитодиска является ключевым элементом, принципиально отличающим магнитосферу Юпитера от магнитосферы Земли.

Юпитерианская атмосфера передает момент вращения от поверхности планеты к ионосфере, где плазма переходит в режим коротации из-за столкновений ионов с нейтралами. Магнитосфера Юпитера благодаря электродинамическому взаимодействию с ионосферой вовлекается во вращение вместе с планетой. Электрическое поле коротации передается во-вне вдоль высоко-проводящих магнитных силовых линий. Полученное распределение потенциала электрического поля, созданного вращением планеты, было исправлено с учетом наблюдаемого в экваториальной плоскости магнитосферы отставания от твердотельного вращения.

Несмотря на то, что Юпитер обладает большим магнитным момен-

том диполя и сильным нолем магнитодиска, слабое ММП, проникающее в магнитосферу, оказывает существенное влияние на топологию магнитосферного ноля. Условия проникновения в магнитосферу магнитного и электрического полей из солнечного ветра были выбраны в виде: b = kjBiMF и Е = к]Ещр, где Bjmf и Eimf — невозмущен-пые межпланетные магнитное и электрическое поля, a b и Е — ноля, частично проникающие в магнитосферу. Вдоль высокопроводящих магнитных силовых линий электрический потенциал с магнитопаузы проектировался в магнитосферу.

Результаты рассчетов показали, что при южном ММП структура конвекции в экваториальной магнитосфере представляет собой комбинацию ковращения и движения в антисолнечном направлении, причем утром эти движения направлены в противоположные стороны, а в вечернем секторе они параллельны друг другу. Поэтому утром могут возникать антикоротациониые потоки плазмы. Такие потоки наблюдались на космическом аппарате Ulysses при его входе в предполуденную магнитосферу Юпитера при южном ММП.

В отличие от южного ММП ковращение плазмы происходит в экваториальной магнитосфере при северном ММП до подсолнечной магнитопаузы. Отсутствие антикоротационных потоков в данных, полученных на космических аппаратах Pioneer 10 и Voyagers, наблюдавших ко-ротацию на большей части магнитодиска вплоть до дневной магнитопаузы, объясняется в предложенной модели пересоединением с северным ММП, существовавшим при этих пролетах.

В Главе VI предложен возможный механизм генерации магнитного поля вблизи магнитопаузы быстро вращающейся планеты, обладающей сильным магнитным полем, плотной атмосферой и хорошо проводящей ионосферой, при обтекании ее потоком замагниченной плазмы. Показано, что в Солнечной системе этот механизм может быть реализован на высокоширотной магнитопаузе Юпитера, где при магнитном поле солнечного ветра, параллельном магнитному моменту планеты, возможно усиление поля на порядок [4, 8, 14].

Отмечены основные необходимые условия существования дифференциального вращения (затухание вращения в результате взаимодействия с потоком солнечного ветра) и a-эффекта (нарушение аксиальной симметрии поля скоростей и магнитного поля и отсутствие зеркальной симметрии поля скоростей) в области с эффективной диссипацией. Показано, что эти условия выполняются вблизи магнитопаузы быстро

вращающейся планеты. При этом энергия на усиление ММП черпается из кинетической энергии вращения планеты и из магнитной энергии Солнца, необходимой для поддержания затравочного магнитного поля солнечного ветра.

Из энергетических оценок следует, что в окрестности магнитопау-зы там, где скорость вращения больше скорости обтекающего потока межпланетной плазмы, магнитное поле может усилиться во столько раз, во сколько линейная скорость вращения превышает альвеновскуго скорость в невозмущенном потоке солнечного ветра.

В Заключении подведены итоги и сформулированы выводы.

Все основные результаты, выносимые автором на защиту, опубликованы в ведущих российских научных рецензируемых изданиях.

По перечисленным выше результатам сделано более 50 докладов на российских и международных конференциях и симпозиумах. Они опубликованы в 89 работах, включающих 50 тезисов докладов, 3 государственных стандарта, 35 статей, из которых 26 напечатано в рецензируемых журналах и 9 в трудах конференций, и 1 монографию.

Список основных работ автора по теме диссертации, опубликованных в рецензируемых научных изданиях.

1. Алексеев И. И., В. М. Балебанов, А. В. Баюков, Б. С. Беленькая, Б. Е. Брюнели, О. Л. Вайсберг, М. И. Веригин, Е. В. Горчаков, Г. Н. Застенкер, И. П. Иваненко, С. Н. Капотов, Л. М. Коварский, А. П. Кропоткин, Л. Л. Лазутин, Е. Н. Лесновский, В. С. Литвиненко, В. В. Мигулин, Л. И. Мирошниченко, В. М. Мишин, В. Н. Никитинский, И. М. Подгорный, Е. А. Пономарев, И. Я. Ремизов, В. И. Схепакин, И. Б. Теплов, М. В. Терновская, И. Ф. Усольцев, В. Е. Цирс, В. В. Шеломен-цев, Магнитосфера Земли. Термины и определения. ГОСТ 25645.10984. Государственный Стандарт Союза ССР, Москва, 6 е., 1984.

2. Алексеев И. И., А. В. Баюков, Е. С. Беленькая, и др., Н. П. Бень-кова, Ю. А. Винтенко, В. П. Головков, Е. В. Горчаков, М. С. Григорян, И. П. Иваненко, В. В. Калегаев, Г. И. Коломийцева, А. П. Кропоткин, Е. Н. Лесновский, В. М. Ломакин, Ю. Г. Лютов, В. В. Мигулин, Л. И. Мирошниченко, В. Н. Никитинский, И. Я. Ремизов, В. И. Степакин, Л. Н. Степанова, И. Б. Теплов, М. В. Терновская, В. В. Хаустов, Поле геомагнитное. Модель поля внутреземных источников. ГОСТ 25645.12685. Государственный Стандарт Союза ССР. Государственный Комитет

СССР rio стандартам, Москва, 21 е., 1986.

3. Алскссов И. И., А. В. Баюков, Е. С. Беленькая, и др., Н. П. Бень-кова, Ю. А. Виитенко, А. Н. Герасимов, В. П. Головко», Е. В. Горчаков, М. С. Григорян, И. П. Иваненко, В. В. Калсглеи, Г. И. Коломийцсва,

A. П. Кропоткин, Е. Н. Лесповский, В. М. Ломакин, К). Г. Л ютов, В.

B. Мигулин, Л. И. Мирошниченко, В. Н. Никитинский, М. И. Папа-сюк, И. Я. Ремизов, В. И. Степакин, Л. Н. Степанова, И. Б. Тенлов, М. В. Терновская, В. В. Хаустов, Магнитосфера Земли. Модель магнитного ноля магнитосферных токов. ГОСТ 25G45.127-85. Государственный Стандарт Союза ССР. Государственный Комитет СССР но стандартам, Москва, 9 е., 1986.

4. Беленькая Е. С., Роль вращения планеты в генерации магнитного поля па пучке открытых силовых линий в окрестности магнитопаузы, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 33, No 5, 11-16, 1993.

5. Беленькая Е. С., Структура токового слоя низкоширотной дневной магнитопаузы в зависимости от направления ММП, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, No 6, 40-49, 1998.

6. Беленькая Е. С., Особенности взаимодействия межпланетного магнитного поля с магнитосферами Земли и Юпитера, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 43, No 2, 174-182, 2003.

7. Belcnkaya Е. S., Comment on "Obseivations of reconnection of interplanetary and lobe magnetic field lines at the high-latitude magnctopause" by J.T.Gosling, M.F.Thomsen, S.J.Bame, R.C.Elphic, and C.T.Russell., J. Gcophys. Res., V. 98, No A4, 5941-5944, 1993.

8. Belenkaya E. S., Generation of the magnetic field at the magnetopausos of the rapidly rotating planets, J. Geophys. Res., V. 101, No Al, 41-47, 1996.

9. Belenkaya E. S., Reconnection modes for neai-radial IMF, J. Gcophys. Res., V. 103, No All, 26487-26494, 1998.

10. Belenkaya E. S., Currents at the subsolai low shear magnctopause, J. Geophys. Res., V. 106, No All, 25437-25450, 2001.

11. Belenkaya E. S., High-latitude ionospheric convection patterns dependent on the variable IMF orientation, J. Atmos. Solar-Terr. Phys., V. 60/13, 1343-1354, 1998.

12. Belenkaya E. S., Two-dimensional non-linear Alfven wings generated by the electrodynamic interaction between Callisto and the Jovian magnetosphere, Astrophysics and Space Science, V. 277, N1/2, 289-292, 2001.

13. Belenkaya E. S., Two magnetized plasmas at the subsolar low shear

inagnetopause, International Journal of Geomagnetism and Aeronomy, V.3, N2, P. 157-166, 2002.

14. Беленькая E. С., Влияние межпланетного магнитного поля на формирование магнитосферы, Итоги науки и техники. Исследование космического пространства, 33а, Москва, ВИНИТИ, 235 е., 2002.

15. Алексеев И. й., Е. С. Беленькая, Сезонные и суточные перемещения магнитосопряженных точек, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 10, N 1, 95-101, 1980.

16. Алексеев И. PL, Е. С. Беленькая, Электрическое поле в открытой модели магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия. Т. 13, N 1, 75-81, 1983.

17. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Продольные токи в полярной шапке, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 13, N 3, 458-464, 1983.

18. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Конвекция магкитосферной плазмы на открытых силовых линиях, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 25, N 3, 450-457, 1985.

19. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Структура конвекции в магнитосфере при южном и северном направлении ММП, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 19, N 5, 725-729, 1989.

20. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Нелинейные альвеновские возмущения, возникающие при обтекании проводящего тела замагничен-нрй плазмой, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 29, N6, 902-909, 1989.

21. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, В. В. Калегаев, Ю. Г. Лютов, Электрическое поле в токовом слое хвоста магнитосферы при южном направлении ММП, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 29, N 5, 896-901, 1989.

22. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, В. В. Калегаев, Ю. Г. Лютов, Генерация электрического поля на низких широтах при южном направлении ММП, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 30, N 3, 584-587, 1990.

23. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Д. Г. Сайбек, Влияние продольных токов зоны 1 и токов магнитосферного хвоста на структуру магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 37, N 5, 19-27, 1997.

24. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Д. Г. Сайбек, Открытые силовые линии в закрытой модели магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, N 1, 9-18, 1998.

25. Alexeev I. I., and Е. S. Belenkaya, Alfven wings in the vicinity of a conducting body in the magnetized plasma, Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, V. 53, N 11/12, 1099-1101, 1991.

2G. Alcxeev I. I., E. S. Bclenkaya, V. V. Kalegacv, and Yu. G. Lutov, Electric: fields and field-aligned current generation in the magnet ospheie, J. Geophys. Res., 98, No A3, 4041-4051, 1993.

27. Alexeev I. I., E. S. Bclenkaya, V. V. Kulegaev, Y. I. Feldatein, A. Grafc, Magnetic storms and magnetotail currents, J. Geophys. Res., V. 101, No A4, 7737-7747, 199G.

28. Alcxeev 1. I., E. S. Bclenkaya, C. R. Clauer Jr., A model of region 1 field-aligned currents dependent on ionospheric conductivity and solar wind parameters, J. Geophys. Res., V. 105, No A9, 21119-21127, 2000.

29. Alexeev I. I., V. V. Kalegaev, E. S. Bclenkaya, S. Y. Bobrovnikov, Dynamic model of the magnetosphere: Case study for January 9-12. 1997, J. Geophys. Res., 106, No All, 2683-25694, 2001.

30. Glauer C. R. Jr., I. I. Alexeev, E. S. Bclenkaya, J. B. Baker. Special features of the September 24 27, 1998 storm duiing high solar wind dynamic pressure and noithward interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., V. 106, No All, 25695-25712, 2001.

i POL". f:AU,KOHA.»i>WA<?

I BhfijlHOTEKA

j C.H?iep5ypr

> 03 300 kkt

Елена Семеновна БЕЛЕНЬКАЯ

ВЛИЯНИЕ МЕЖПЛАНЕТНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ НА ФОРМИРОВАНИЕ МАГНИТОСФЕРЫ

Специальность 01.04.08 - Физика плазмы

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

ИД № 00545 от 06.12.1999 Издательство УНЦ ДО

117246, Москва, ул. Обручева, 55А 119992, Москва, Ленинские горы, ГЗ МГУ, Ж-105а Тел./факс (095) 718-6966,939-3934 e-mail' izdat@abiturcenter.ru http://www.abiturcenter.ru/izdat/

Гигиенический сертификат № 77.99 02.923 Д 001743.03.03 от 11.03.2003 Налоговые льготы - Общероссийский классификатор продукции 0к-005-93,том 1-953000

Заказное. Подписано в печать 17.06 2003 г. Формат 60x90/16 Бумага офсетная № 2. Уел печ л. 2,13 Тираж 100 экз. Заказ № 383

Отпечатано в Мини-типографии УНЦ ДО в полком соответствии с качеством предоставленного оригинал-макета

Р1354А

Введение

Глава 1 Структура токового слоя дневной магнитопаузы в зависимости от направления магнитного поля солнечного ветра

1.1 Введение.

1.2 Теоретические подходы к исследованию структуры магнитопаузы.

1.3 Модель токовых слоев низкоширотной дневной магнитопаузы.

1.3.1 Южное межпланетное магнитное поле.

1.3.2 Северное межпланетное магнитное поле.

1.3.3 Токовые слои на границе двух сред

4 1.3.4 Токи на дневной магнитопаузе при северном ММП.

1.3.5 Магнитное поле на дневной магнитопаузе при северном ММП

1.4 Сопоставление с наблюдениями структуры токов дневной магнитопаузы и их магнитных полей при северном ММП

1.5 Обсуждение результатов.

1.6 Выводы к Главе 1.

1.6.1 Основные результаты -.

Глава 2 Структура магнитосферы в зависимости от направления межпла

Ф нетного магнитного поля

2.1 Введение.

2.2 Пересоединение межпланетного и магнитосферного магнитных полей

2.3 Сферическая модель магнитосферы.

2.4 Параболоидная модель магнитосферы

2.4.1 "Южное" направление ММП.

2.4.2 "Северное" направление ММП.

2.4.3 Направление ММП близкое к радиальному.

2.5 Влияние магнитного поля солнечного ветра на сердцевину магнитосферы

2.6 Обсуждение результатов.

2.7 Сопоставление полученных результатов с наблюдениями.

2.8 Выводы к Главе 2.

2.8.1 Основные результаты.

Глава 3 Электрическое поле, конвекция и токовые системы в высокоширотной ионосфере в зависимости от направления межпланетного магнитного «Ь поля

3.1 Введение.

3.2 Сферическая модель магнитосферы.

3.2.1 Электрическое поле на открытых силовых линиях.

3.2.2 Продольные электрические поля.

3.2.3 Токи на открытых силовых линиях.

3.2.4 NBZ-токи.

3.2.5 Электрическое поле на замкнутых силовых линиях при строго юж* ном ММП.

3.2.6 Продольные токи на границе полярной шапки и их магнитное поле при строго южном ММП

3.2.7 Продольные токи при южном ММП, вызванные асимметрией относительно экваториальной плоскости

3.3 Параболоидная модель магнитосферы

3.3.1 Конвекция плазмы в высокоширотной ионосфере при южном ММП

3.3.2 Конвекция плазмы в высокоширотной ионосфере при северном ММП

3.3.3 Конвекция плазмы в высокоширотной ионосфере при направлении ММП близком к радиальному.

3.4 Обсуждение результатов.

3.5 Выводы к Главе 3.

Глава 4 Переходные токовые системы 163 4.1 Введение.

4.2 Поворот ММП к югу.

4.3 Переходные токовые системы, возникающие при повороте ММП к северу

4.3.1 Продольные токи на границе полярной шапки при северном ММП

4.3.2 Глобальное магнитное возмущение на низких широтах на уровне Земли, созданное переходной токовой системой при повороте ММП к северу

4.4 Магнитная буря 24-27 сентября 1998 года.

4.4.1 Высокоширотные проявления столкновения магнитосферы с коро-нальным выбросом массы 24 сентября 1998 года

4.4.2 Низкоширотные проявления столкновения магнитосферы с корональ-ным выбросом массы 24 сентября 1998 года.

4.4.3 Расчеты низкоширотных возмущений Н-компоненты магнитного поля на Земле, вызванных столкновением магнитосферы с корональ-ным выбросом массы 24 сентября 1998 года.

4.5 Выводы к Главе 4.

4.5.1 Основные результаты.

Глава 5 Влияние межпланетного магнитного поля на формирование магнитосферы Юпитера

5.1 Введение

5.2 Модели магнитоферы Юпитера.

5.3 Параболоидная модель магнитоферы Юпитера.

5.3.1 Поле магнитодиска Юпитера.

5.3.2 Закрытая модель магнитосферы Юпитера.

5.4 Электрическое поле, генерируемое вращением Юпитера.

5.5 Электрическое поле, созданное МГД генератором солнечного ветра.

5.6 Магнитосфера Юпитера при южном ММП.

5.6.1 Коэффициент проникновения южного ММП в магнитосферу

5.6.2 Коэффициент проникновения южного ММП в магнитосферу

5.7 Магнитосфера Юпитера при северном ММП

5.8 Выводы к Главе 5.

5.8.1 Основные результаты.

Глава 6 Генерация магнитного поля при обтекании быстро вращающейся планеты

6.1 Введение.

6.2 Основные элементы теории динамо.

6.3 Магнитное поле и поле скоростей в переходной области вблизи магнитопаузы

6.4 Осесимметричный случай.

6.5 Отклонение от аксиальной симметрии

6.6 Энергетические оценки.

6.7 О применимости механизма генерации магнитного поля вблизи магнитопаузы к планетам Солнечной системы.

6.8 Выводы к главе 6.

Исследование космического пространства - одна из наиболее бурно разивающихся областей знания. Решение ряда практически важных задач, таких как изучение влияния динамики солнечной активности на околоземное пространство, обеспечение радиационной безопасности, прогноз геомагнитной обстановки и др. невозможно без фундаментального понимания физических процессов, происходящих в Солнечной системе и вблизи Земли. При этом необходимо учитывать влияние магнитного поля солнечного ветра на структуру магнитосферы и магнитопаузы, на конвекцию плазмы и токовые системы.

Своим происхождением магнитосфера обязана взаимодействию сверхзвукового потока разреженной плазмы солнечного ветра, испускаемого солнечной короной, с геомагнитным полем. В результате этого взаимодействия вокруг Земли образуется полость, заполненная магнитосферным магнитным полем, препятствующим проникновению плазмы солнечного ветра.

Плазма околоземного пространства настолько разрежена, что кулоновские взаимодействия между частицами существенны только в тонком ионосферном слое. Вне ионосферы крупномасштабное магнитное поле вызывает движение частиц плазмы по спиральным траекториям вокруг магнитных силовых линий с циклотронной частотой, превышающей частоту столкновений. При этом плазма называется замагниченной, ее свойства оказываются анизотропными в силу выделенности направления магнитного поля. Такими свойствами обладает не только магнитосферная плазма, но и межзвездный газ и плазма солнечного ветра. В замагниченной плазме в полной мере проявляется анизотропия проводимости. Проводимость вдоль магнитного поля настолько велика, что силовые линии вморожены в плазму.

В такой бесстолкновительной плазме модифицируются специфические плазменные коллективные процессы, а распределение частиц по скоростям может сильно отличаться от равновесного — максвелловского (пучки быстрых частиц, анизотропия температур), что является причиной развития большого числа микронеустойчивостей. Таким образом, движение частиц космической плазмы определяется не только локальными условиями, но и состоянием плазмы и магнитных полей в удаленных областях.

Нелокальный характер процессов в околоземном пространстве определяется тем, что они происходят в единой крупномасштабной космической системе. Электрические и магнитные поля объединяют и взаимосвязывают отдельные объекты этой системы. Кроме того, нелокальность обусловлена сильной анизотропией проводимости (проводимость вдоль магнитных силовых линий очень велика), а также дальнодействием электромагнитных сил, источники которых могут находиться в удаленных областях.

Наиболее ярко нелокальный характер процессов, происходящих в космической плазме, проявляется при пересоединении магнитных полей. Несмотря на то, что плотность энергии межпланетного магнитного поля (ММП) существенно меньше плотности кинетической энергии солнечного ветра на орбите Земли и пересоединение межпланетного и магнитосферного полей происходит в небольшой области на границе магнитосферы (где магнитные поля антипараллельны), процессы пересоединения играют ключевую роль в формировании глобальной структуры и динамики магнитосферы. Вдоль пересоединившихся магнитных силовых линий электрическое поле может проникать из солнечного ветра внутрь магнитосферы, определяя конвективное движение плазмы.

Собственное магнитное поле планеты — ее важнейшая характеристика с точки зрения космической электродинамики. В настоящее время более или менее надежно известны магнитные поля всех планет Солнечной системы, кроме Плутона (см. таблицу 1, в которой приведены некоторые свойства планет [Моффат, 1980; Huddleston et al., 1997]).

Магнитное поле Меркурия намного меньше поля Земли. Венера не обладает собственным магнитным полем. Ситуация с Марсом до сих пор неясна: если у него и есть собственное поле, оно мало. Для планет, не имеющих магнитного поля, существенно индукционное взаимодействие с замагниченной плазмой солнечного ветра.

Для Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна установлен не только факт существования их собственных магнитных полей, но известны величины их мультипольных членов. Взаимодействие солнечного ветра с собственным магнитным полем планеты приводит к формированию крупномасштабных магнитосферных магнитных и электрических полей, конвекции и токовых систем.

Для быстро вращающихся планет, обладающих сильным магнитным полем (наибо

Таблица 1: Характеристики планет.

Планета Радиус, Средняя Период Ципольный Расстояние км плот- враще- момент, от Солнца, ность, ния, Гс-км3 АЕ кг/м3 сутки

Меркурий 2440 5400 58,8 4,80-Ю7 0,39

Венера 6050 5200 -243,0 < 4,00 • 107 0,72

Земля 6380 5500 1,0 8,05-Ю10 1

Марс 3390 3900 1,025 2,47407 1,52

Юпитер 71372 1300 0,41 1,56-1015 5,2

Сатурн 60330 700 0,425 4,60-Ю13 9,54

Уран 24300 1580 0,45 4,00-Ю12 19,18

Нептун 25050 1700 0,66 2,10-Ю12 30,07

Плутон 1500(?) 700(?) 0,27 (?) 39,44 лее ярким представителем которых является Юпитер), вращение оказывает существенное влияние на формирование их магнитосфер и взаимодействие с солнечным ветром. Около 98% суммарной массы планет Солнечной системы приходится на долю планет-гигантов, характеризующихся большими размерами и массой, относительно низкой плотностью, быстрым вращением, наличием магнитного поля, а также многочисленными спутниками.

Диссертация посвящена изучению влияния межпланетного магнитного поля на формирование магнитосфер Земли и Юпитера, на конвекцию магнитосферной и ионосферной плазмы, на структуру токовой зоны дневной магнитопаузы; вводится понятие переходных токовых систем, возникающих в магнитосфере Земли при резком повороте ММП к северу; предложен возможный механизм усиления магнитного поля вблизи магнитопаузы быстро вращающейся планеты.

Проведено сопоставление полученных теоретических результатов и модельных расчетов с имеющимися экспериментальными данными, подтверждающее их достоверность.

Актуальность рассматриваемых в диссертации вопросов определяется тем, что важнейшие прикладные задачи неосуществимы без фундаментальных исследований физических процессов в системе солнечный ветер-магнитосфера-ионосфера-Земля. Связующим звеном в этой системе является магнитное поле, вдоль силовых линий которого происходит обмен заряженными частицами и передача энергии на большие расстояния. В частности, возросшие требования к улучшению прогноза "космической погоды" для решения практических задач делают актуальными рассматриваемые в диссертации вопросы.

Актуальность затронутых проблем связана также с тем, что для понимания магни-тосферных и ионосферных процессов, для анализа огромного потока информации, полученной в настоящее время на многочисленных космических аппаратах и искусственных спутниках Земли, необходимо знать конфигурацию силовых линий магнитосферного поля, соответствующую межпланетному магнитному полю в момент наблюдения.

Полеты космических аппаратов Pioneer 10, 11, Voyager 1, 2, Ulysses, Galileo и Cassini к Юпитеру (самой крупной планете в Солнечной системе, обладающей самым сильным магнитным полем) делают весьма актуальной проблему о строении магнитосферы этой планеты и о влиянии на нее магнитного поля солнечного ветра. Специфика юпитерианской магнитосферы определяет своеобразие обтекания ее солнечным ветром и взаимодействия с его магнитным полем.

Цель диссертации состоит в изучении роли межпланетного магнитного поля в формировании магнитосферы планеты, обладающей сильным собственным магнитным полем. Среди планет земной группы самое сильное поле у Земли, среди планет-гигантов — у Юпитера. Задачи диссертации можно сформулировать следующим образом.

1. Исследовать структуру токового слоя дневной магнитопаузы Земли в зависимости от направления магнитного поля солнечного ветра.

2. Проанализировать формирование в магнитосферах Земли и Юпитера магнитных и электрических полей и конвекции для различных ориентаций ММП.

3. Изучить процессы, происходящие в магнитосфере Земли при резком повороте ММП к северу, в частности, преобразование высокоширотных трехмерных токовых систем.

4. Выяснить особенности обтекания магнитосфер быстро вращающихся планет.

Новые возможности для изучения взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой открываются благодаря доступности огромного экспериментального материала через сеть

Интернет. Наряду с разработкой теоретических моделей в диссертации проведена систематизация и анализ обширного теоретического материала, имеющегося в литературе, и экспериментальных данных, полученных на космических аппаратах и спутниках и на надземных обсерваториях.

Научная новизна работы состоит в том, что впервые теоретически выявлен ряд эффектов, определяемых величиной и направлением ММП:

- для земной магнитосферы для наименее исследованного случая северного ММП показано, что дневная магнитопауза представляет собой двойной токовый слой; пересоединение происходит в нейтральных точках магнитного поля в окрестности каспов, вследствие чего возникает обращение конвекции, образующей вихри на открытых силовых линиях полярных шапок, а граниица между открытыми и замкнутыми силовыми линиями становится эквипотенциалью;

- при близком к радиальному направлении ММП пересоединения на линии и в нейтральной точке существуют в земной магнитосфере одновременно.

Впервые построена модель магнитосферы Юпитера, учитывающая эффекты ММП.

Эти новые теоретические представления позволили внервые объяснить следующие явления:

- возмущения низкоширотной Н-компоненты магнитного поля на Земле, направленные к северу ночью и к югу днем, возникающие после резкого поворота ММП к северу, сопровождающего прохождение межпланетной ударной волны;

- появление антикоротационных потоков плазмы в экваториальной предпсшуденной магнитосфере Юпитера при южном ММП.

Разработанный подход позволил теоретически обосновать необходимость возникновения NBZ-токов вблизи земных каспов при северном ММП и возможность усиления магнитного поля у магнитопаузы быстро вращающейся планеты.

Результаты исследований имеют практическое значение: они позволяют проводить анализ спутниковых и наземных данных, наблюдений, полученных на космических аппаратах вблизи Юпитера, а также осуществлять прогноз электромагнитной обстановки в околоземном космическом пространстве. В частности, непосредственную практическую ценность представляет обнаружение маркера, позволяющего в ряде случаев идентифицировать маг-нитопаузу при северном ММП, когда ее положение трудно определить. Теоретическое обоснование необходимости возникновения NBZ-токов при северном ММП дает возможность прогнозирования возмущений в полярной ионосфере, оказывающих существенное влияние на прохождение радиоволн. Кроме того, приведенные в диссертации расчеты показывают, какие магнитные возмущения на экваторе Земли следует ожидать и в течение какого времени при столкновении Земли с корональным выбросом массы, несущим северное магнитное поле. Практическое применение проведенных исследований, в частности, состоит во вкладе автора в создание трех государственных стандартов [Алексеев и др., 1984; 1986а, Ь].

Достоверность результатов диссертации подтверждается их хорошим согласием с имеющимися экспериментальными данными и обусловлена использованием современных аналитических методов и расчетных моделей.

Содержание работы: диссертация состоит из введения, шести глав и заключения.

6.8 Выводы к главе 6

Предложен возможный механизм генерации магнитного поля вблизи магнитопаузы быстро вращающейся планеты. Из всех планет Солнечной системы этот механизм актуален только для Юпитера.

Показано, что для быстро вращающейся планеты, обладающей сильным магнитным полем, плотной атмосферой и достаточно большими интегральными проводимостями ионосферы и магнитопаузы (меньшими магнитосферной продольной проводимости), для которой вращение может передаваться по открытым силовым линиям от планеты до магнитопаузы, дифференциальное вращение в тонком слое, прилегающем к магнитопаузе извне, может вытягивать крупномасштабное магнитное тороидальное поле из полоидального магнитного поля солнечного ветра.

Показано, что необходимые условия существования а-эффекта (нарушение аксиальной симметрии поля скоростей и магнитного поля и отсутствие зеркальной симметрии поля скоростей) выполняются в тонком пограничном слое, примыкающем к магнитопаузе извне, где азимутальная скорость вращения постепенно затухает. В этом слое создается возможность генерации полоидального поля из тороидального.

Межпланетное магнитное поле на высокоширотной магнитопаузе быстро вращающейся планеты может усилиться во столько раз во сколько азимутальная скорость вращения у магнитопаузы превышает альвеновскую скорость в невозмущенном потоке солнечного ветра. Для Юпитера возможно максимальное усиление магнитного поля солнечного ветра вблизи магнитопаузы примерно на порядок.

Заключение

Перечислим основные результаты, полученные в диссертации.

I. Построена модель токов земной низкоширотной дневной магнитопаузы, хорошо согласующаяся с наблюдениями и существующими теоретическими представлениями. Эта модель описывает взаимодействие двух сортов замагниченной бесстсшкновитель-ной плазмы (магнитослоя и магнитосферы) в сильных магнитных полях. Основное внимание уделяется случаю северного ММП, когда токовую область магнитопаузы трудно идентифицировать. Получены следующие результаты.

1. Дневная низкоширотная земная магнитопауза представляет собой двойной токовый слой. Носителями токов являются ионы магнитослоя и магнитосферы. При южном направлении межпланетного магнитного поля азимутальные токи в слоях параллельны друг другу и направлены от полудня к вечеру. При северном магнитном поле солнечного ветра токи антипараллельны, причем ток, носителями которого являются ионы магнитослоя, направлен от полудня к вечеру, а ток, переносимый магнитосферными ионами, направлен к утру.

2. Механизм генерации двух токовых слоев на дневной магнитопаузе обусловлен различием свойств плазмы и параметров магнитных полей в магнитослое и в магнитосфере Земли (это токи намагничивания).

3. При северном ММП на магнитопаузе уменьшается ^-компонента (а следова^ тельно, и величина модуля полного магнитного поля), а плазменное давление увеличивается. Это позволяет идентифицировать токовую зону земной магнитопаузы даже при близких по направлению и величине магнитных полях магнитослоя и магнитосферы.

4. Результаты расчетов, проведенных в предложенной модели для пересечений ис-скуственным спутником Земли AMPTE/IRM дневной низкоширотной магнитопаузы 13 и 24 октября 1985 года, когда ММП было направлено на север, хорошо согласуются с наблюдениями.

В результате анализа квазистационарного взаимодействия магнитных полей солнечного ветра и земной магнитосферы построена самосогласованная структура магнитосферного магнитного поля при различных ориентациях вектора ММП (с Ву&0). Показано, что возникают различные типы пересоединения в ответ на изменение направления ММП.

1. При сильном южном ММП (когда \Вг\ \ВХ\, \ВУ\) одна нейтральная точка магнитного поля лежит в токовом слое дневной магнитопаузы, а другая — в токовом слое магнитосферного хвоста. Возникает двумерное пересоединение на линии, соединяющей эти точки. В целом, картина пересоединения аналогична двумерному пересоединению в модели Данжи. При северном ММП (Bz \ВХ\, \ВУ\) трехмерное пересоединение происходит в двух нейтральных точках магнитного поля, расположенных в магнитосфере вблизи северного и южного кас-пов.

2. При направлении ММП близком к радиальному (\ВХ\ \Ву\, \Вг\) два типа пересоединения магнитных полей существуют в магнитосфере одновременно: двумерное пересоединение на линии (расположенной на магнитопаузе части сепаратрисы) и трехмерное пересоединение внутри магнитосферы в нейтральной точке вблизи северного каспа при Вх> 0 или вблизи южного при Вх < 0.

3. В квазистационарном случае не происходит накопления магнитных потоков, поэтому пересоединение, при котором межпланетные и замкнутые силовые линии образуют открытые силовые линии, в равновесии сбалансировано обратным процессом: образованием межпланетных и замкнутых силовых линий из открытых силовых линий двух полярных шапок.

Направление магнитного поля солнечного ветра контролирует распределение электрического потенциала и токов в высокоширотной земной ионосфере. В зависимости от ориентации межпланетного магнитного поля с постоянным модулем и £?у~0 рассчитано распределение электрического потенциала на открытых силовых линиях полярных шапок. Показано, что:

1. Для южного ММП (Вг < 0; \Вг\ » \ВХ\, |J3V|) в обеих полярных шапках конвекция направлена от Солнца и пересекает границу между открытыми и замкнутыми силовыми линиями; экстремумы потенциала электрического поля расположены на этой границе утром и вечером.

2. Для северного ММП (Вг > 0; Вг » \ВХ\, |J3„|) на открытых силовых линиях в обеих полярных шапках конвекция имеет вихревую структуру, не пересекает границы между открытыми и замкнутыми силовыми линиями; вблизи ионосферной проекции каспа конвекция направлена к Солнцу (так называемое, обращение конвекции), там же локализованы экстремумы электрического потенциала и сильные распределенные продольные токи (NBZ-токи).

3. Для близкого к радиальному направления ММП ионосферная конвекция на открытых силовых линиях имеет структуру, отражающую свойства двумерного и трехмерного пересоединений, существующих в магнитосфере одновременно: наряду с вихревой формой и обращением конвекции только часть границы между открытыми и замкнутыми силовыми линиями является эквипотенциалью, другая часть, представляющая собой ионосферную проекцию линии пересоединения, пересекается конвективными потоками.

Анализ глобальной самосогласованной конфигурации магнитосферного магнитного поля в зависимости от направления ММП позволил исследовать процесс перестройки крупномасштабных токовых систем под действием резкого изменения ориентации магнитного поля солнечного ветра и скачка динамического давления. Такие ситуации характерны для столкновения магнитосферы с корональным выбросом массы.

1. Показано, что при внезапном повороте магнитного поля солнечного ветра от горизонтального направления к северу, сопровождающем прохождение межпланетной ударной волны, возникает переходная трехмерная токовая система.

2. Оценено характерное время ее существования, определяемое временем формирования конвекции, соответствующей новому направлению ММП, на открытых силовых линиях двух полярных шапок.

3. Показано, что магнитное поле от переходной токовой системы на низких широтах на поверхности Земли направлено к югу днем и к северу ночью.

4. Модельные расчеты, проведенные для конкретного события 24 сентября 1998 года, позволили объяснить неожиданные наблюдения возмущений низкоширотной Н-компоненты магнитного поля на наземных магнитометрах в дневные и ночные часы возможным существованием переходной крупномасштабной трехмерной токовой системы с продольными токами порядка нескольких миллионов Ампер. Наиболее сильные положительные возмущения Н-компоненты возникали на ночных станциях, а отрицательные на дневных. Магнитное поле переходной токовой системы превысило магнитный эффект от поджатия магнитосферы под действием скачка давления солнечного ветра на межпланетной ударной волне.

V. Построена модель магнитосферы Юпитера, позволившая впервые исследовать влияние ММП. Эта модель отражает основные черты юпитерианской магнитосферы: а) электродинамическое ионосферно-магнитосферное взаимодействие, обусловленное быстрым вращением планеты, ее мощным магнитным полем, высокой проводимостью вдоль магнитных силовых линий, наличием источника магнитосферной плазмы (Ио); б) взаимодействие солнечного ветра с магнитосферой.

Для разных ориентации ММП получено распределение потенциалов электрических полей, созданных вращением Юпитера и МГД-генератором солнечного ветра.

1. Согласно модельным расчетам при южном ММП в экваториальной магнитосфере Юпитера возникает суперпозиция ковращения (в сердцевине магнитосферы) и антисолнечной конвекции (на флангах и в хвосте). Вечером направления ковращения и конвективного движения совпадают, утром они антипараллельны. В результате в утреннем секторе внешней магнитосферы возможно возникновение антикоротационных потоков. На открытых силовых линиях полярных шапок образуется двухвихревая структура с обращением конвекции вблизи проекции каспа.

2. Наблюдаемые утром при южном ММП на КА Ulysses антикоротационные и направленные от Солнца потоки в экваториальной магнитосфере Юпитера и на линиях, связанных с полярными шапками, хорошо согласуются с результатами модельных расчетов. Наличие таких потоков во время пролета Ulysses и их отсутствие при пролетах Voyagers и Pioneer 10 связано с различной ориентацией северо-южной компоненты ММП для этих случаев.

3. При северном ММП модельные вычисления демонстрируют в дневной и утренней экваториальной юпитерианской магнитосфере преобладание ковращения и отсутствие антикоротационных потоков, а в хвосте за квазинейтральной линией движение в антисолнечном направлении.

4. Проведенное сопоставление полученных результатов с наблюдениями показало хорошее согласие с данными космических аппаратов Pioneer 10 и Voyagers, наблюдавших при северном ММП в экваториальной плоскости юпитерианской магнитосферы ковращение до подсолнечной магнитопаузы и движение в антисолнечном направлении в хвосте при г > 150-Rj (так называемый, "магнито-сферный ветер").

VI. Предложен возможный механизм генерации магнитного поля вблизи магнитопаузы быстро вращающейся планеты. Из всех планет Солнечной системы этот механизм актуален только для Юпитера.

1. Показано, что для быстро вращающейся планеты, обладающей сильным магнитным полем, плотной атмосферой и достаточно большими интегральными прово-димостями ионосферы и магнитопаузы (меньшими магнитосферной продольной проводимости), для которой вращение может передаваться по открытым силовым линиям от планеты вплоть до магнитопаузы, дифференциальное вращение в тонком слое, прилегающем снаруже к магнитопаузе, может вытягивать крупномасштабное магнитное тороидальное поле из полоидального магнитного поля солнечного ветра.

2. Показано, что необходимые условия существования а-эффекта (нарушение аксиальной симметрии поля скоростей и магнитного поля и отсутствие зеркальной симметрии скорости потока плазмы) выполняются в тонком пограничном слое, примыкающем к магнитопаузе извне, где азимутальная скорость вращения постепенно затухает. В этом слое вблизи магнитопаузы быстро вращающейся планеты создается возможность генерации полоидального поля из тороидального.

Межпланетное магнитное поле на высокоширотной магнитопаузе быстро вращающейся планеты может усилиться во столько раз во сколько азимутальная скорость вращения у магнитопаузы превышает альвеновскую скорость в невозмущенном потоке солнечного ветра. Для Юпитера возможно максимальное усиление магнитного поля солнечного ветра вблизи магнитопаузы примерно на порядок.

Список опубликованных работ автора по теме диссертации

1. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Сезонные и суточные перемещения магнитосопряженных точек, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 10, N 1, 95-101, 1980.

2. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Электрическое поле в открытой модели магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 13, N 1, 75-81, 1983.

3. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Продольные токи в полярной шапке, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 13, N 3, 458-464, 1983.

4. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Конвекция магнитосферной плазмы на открытых силовых линиях, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 25, N 3, 450-457, 1985.

5. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Структура конвекции в магнитосфере при южном и северном направлении ММП, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 19, N 5, 725-729, 1989.

6. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Нелинейные альвеновские возмущения, возникающие при обтекании проводящего тела замагниченнрй плазмой, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 29, N6, 902-909, 1989.

7. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, В. В. Калегаев, Ю. Г. Лютов, Электрическое поле в токовом слое хвоста магнитосферы при южном направлении ММП, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 29, N 5, 89&-901, 1989.

8. Алексеев И. И., В. М. Балебанов, А. В. Баюков, Е. С. Беленькая, Б. Е. Брюнели, О. Л. Вайсберг, М. И. Веригин, Е. В. Горчаков, Г. Н. Застенкер, И. П. Иваненко, С. Н. Капотов, Л. М. Коварский, А. П. Кропоткин, Л. Л. Лазутин, Е. Н. Лесновский, В. С. Литвиненко, В. В. Мигулин, Л. И. Мирошниченко, В. М. Мишин, В. Н. Никитинский, И. М. Подгорный, Е. А. Пономарев, И. Я. Ремизов, В. И. Степакин, И. Б. Теплов, М. В. Терновская, И. Ф. Усольцев, В. Е. Цирс, В. В. Шеломенцев, Магнитосфера Земли. Термины и определения. ГОСТ 25645.109-84. Государственный Стандарт Союза ССР, Москва, 6 е., 1984.

9. Алексеев И. И., А. В. Баюков, Е. С. Беленькая, и др., Н. П. Бенькова, Ю. А. Вин-тенко, В. П. Головков, Е. В. Горчаков, М. С. Григорян, И. П. Иваненко, В. В. Калегаев, Г. И. Коломийцева, А. П. Кропоткин, Е. Н. Лесновский, В. М. Ломакин, Ю. Г. Лютов, В. В. Мигулин, Л. И. Мирошниченко, В. Н. Никитинский, И. Я. Ремизов, В. И. Степакин, Л. Н. Степанова, И. Б. Теплов, М. В. Терновская, В. В. Хаустов, Поле геомагнитное. Модель поля внутреземных источников. ГОСТ 25645.126-85. Государственный Стандарт Союза ССР. Государственный Комитет СССР по стандартам, Москва, 21 е., 1986.

10. Алексеев И. И., А. В. Баюков, Е. С. Беленькая, и др., Н. П. Бенькова, Ю. А. Вин-тенко, А. Н. Герасимов, В. П. Головков, Е. В. Горчаков, М. С. Григорян, И. П. Иваненко, В. В. Калегаев, Г. И. Коломийцева, А. П. Кропоткин, Е. Н. Лесновский, В. М. Ломакин, Ю. Г. Лютов, В. В. Мигулин, Л. И. Мирошниченко, В. Н. Никитинский, М. И. Панасюк, И. Я. Ремизов, В. И. Степакин, Л. Н. Степанова, И. Б. Теплов, М. В. Терновская, В. В. Хаустов, Магнитосфера Земли. Модель магнитного поля магнитосферных токов. ГОСТ 25645.127-85. Государственный Стандарт Союза ССР. Государственный Комитет СССР по стандартам, Москва, 9 е., 1986.

11. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, В. В. Калегаев, Ю. Г. Лютов, Генерация электрического поля на низких широтах при южном направлении ММП, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 30, N 3, 584-587, 1990.

12. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Д. Г. Сайбек, Влияние продольных токов зоны 1 и токов магнитосферного хвоста на структуру магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 37, N 5, 19-27, 1997.

13. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Д. Г. Сайбек, Открытые силовые линии в закрытой модели магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, N 1, 9-18, 1998.

14. Беленькая Е. С., Роль вращения планеты в генерации магнитного поля на пучке открытых силовых линий в окрестности магнитопаузы, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 33, No 5, 11-16, 1993.

15. Беленькая Е. С., Структура токового слоя низкоширотной дневной магнитопаузы в зависимости от направления ММП, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, No 6, 40-49, 1998.

16. Беленькая Е. С., Влияние межпланетного магнитного поля на формирование магнитосферы, Итоги науки и техники. Исследование космического пространства, 33а, Москва, ВИНИТИ, 235 е., 2002.

17. Беленькая Е. С., Особенности взаимодействия межпланетного магнитного поля с магнитосферами Земли и Юпитера, Геомагнетизм и аэрономия, Т. 43, No 2,174-182, 2003.

18. Alexeev, I. I., and E. S. Belenkaya, Alfven wings in the vicinity of a conducting body in the magnetized plasma, Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, V. 53, N 11/12, 1099-1101, 1991.

19. Alexeev, I. I., E. S. Belenkaya, V. V. Kalegaev, and Yu. G. Lutov, Electric fields and field-aligned current generation in the magnetosphere, J. Geophys. Res., V. 98, No A3, 40414051, 1993.

20. Alexeev, I. I., E. S. Belenkaya, V. V. Kalegaev, Y. I. Feldstein, A. Grafe, Magnetic storms and magnetotail currents, J. Geophys. Res., V. 101, No A4, 7737-7747, 1996.

21. Alexeev, I. I., E. S. Belenkaya, C. R. Clauer Jr., A model of region 1 field-aligned currents dependent on ionospheric conductivity and solar wind parameters, J. Geophys. Res., V. 105, No A9, 21119-21127, 2000.

22. Belenkaya, E. S., Comment on "Observations of reconnection of interplanetary and lobe magnetic field lines at the high-latitude magnetopause" by J.T.Gosling, M.F.Thomsen, S.J.Bame, R.C.Elphic, and C.T.Russell., J. Geophys. Res., V. 98, No A4, 5941-5944, 1993.

23. Belenkaya, E. S., Generation of the magnetic field at the magnetopauses of the rapidly rotating planets, J. Geophys. Res., V. 101, No Al, 41-47, 1996.

24. Belenkaya, E. S., Reconnection modes for near-radial IMF, J. Geophys. Res., V. 103, No All, 26487-26494, 1998.

25. Belenkaya, E. S., High-latitude ionospheric convection patterns dependent on the variable IMF orientation, J. Atmos. Solar-Terr. Phys., V. 60/13, 1343-1354, 1998.

26. Belenkaya, E. S., Two-dimensional non-linear Alfven wings generated by the electrodynamic interaction between Callisto and the Jovian magnetosphere, Astrophysics and Space Science,

1 V. 277, Nol/2, 289-292, 2001.

27. Belenkaya, E. S., Currents at the subsolar low shear magnetopause, J. Geophys. Res., V. 106, No All, 25437-25450, 2001.

28. Alexeev, I. I., V. V. Kalegaev, E. S. Belenkaya, S. Y. Bobrovnikov, Dynamic model of the magnetosphere: Case study for January 9-12, 1997, J. Geophys. Res., V. 106, No All, 25683-25694, 2001.

29. Belenkaya, E. S., Two magnetized plasmas at the subsolar low shear magnetopause, International Journal of Geomagnetism and Aeronomy, V.3, No2, P. 157-166, 2002.

30. Clauer C. R. Jr., I. I. Alexeev, E. S. Belenkaya, J. B. Baker, Special features of the September 24-27, 1998 storm during high solar wind dynamic pressure and northward interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., V. 106, No All, 25695-25712, 2001.

1. Акасофу С.-И., С. Чепмен, Солнечно-земная физика, часть 2, Москва, Мир, 512 е., 1975.

2. Алексеев И. И., Регулярное магнитное поле в магнитосфере Земли, Геомагнетизм и аэрономия, 18, N 4, 656-665, 1978.

3. Алексеев И. И., Нормальная к магнитопаузе компонента межпланетного магнитного поля, Геомагнетизм и аэрономия, 84, N 1, 16-21, 1984.

4. Алексеев И. И., В. П. Шабанский, Модель магнитосферного магнитного поля, Геомагнетизм и аэрономия, 11, N 4, 571-579, 1971.

5. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Сезонные и суточные перемещения магнитосопряженных точек, Геомагнетизм и аэрономия, 10, N 1, 95-101, 1980.

6. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Электрическое поле в открытой модели магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, 13, N 1, 75-81, 1983а.

7. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Продольные токи в полярной шапке, Геомагнетизм и аэрономия, 13, N 3, 458-464, 1983b.

8. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Конвекция магнитосферной плазмы на открытых силовых линиях, Геомагнетизм и аэрономия, 25, N 3, 450-457, 1985.

9. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Влияние ММП на конвекцию в магнитосфере, Препринт -87 -013, Москва, НИИЯФ МГУ, 17 е., 1987.

10. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Зависимость конвекции в высокоширотной ионосфере от ММП, Ионосферные проявления солнечного ветра, Сборник статей семинара проекта N IV.3 КАПГ, Прага, март 22-25, Чехословакия, 13-18, 1988.

11. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Структура конвекции в магнитосфере при южном и северном направлении ММП, Геомагнетизм и аэрономия, 29, N 5, 725-729, 1989а.

12. Алексеев И. И., Беленькая, Е. С., Нелинейные альвеновские возмущения, возникающие при обтекании проводящего тела замагниченнрй плазмой, Геомагнетизм и аэрономия, 29, N 6, 902-909, 1989b.

13. Алексеев И. И., В. В. Калегаев, Структура магнитного поля в переходной области магнитосферы Земли, Геомагнетизм и аэрономия, 41, N 3, 309-316, 2001.

14. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, В. В. Калегаев, Ю. Г. Лютов, Генерация электрического поля на низких широтах при южном направлении ММП, Геомагнетизм и аэрономия, 30, N 3, 584-587, 1990.

15. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Д. Г. Сайбек, Влияние продольных токов зоны 1 и токов магнитосферного хвоста на структуру магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, 37, N 5, 19-27, 1997.

16. Алексеев И. И., Е. С. Беленькая, Д. Г. Сайбек, Открытые силовые линии в закрытой моделимагнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, 38, N 1, 9-18, 1998. Антонова Е. Е., и Б. А. Тверской, О природе электрических полей во внутренней магнитосфере

17. Беленькая Е. С., Роль вращения планеты в генерации магнитного поля на пучке открытых силовых линий в окрестности магнитопаузы, Геомагнетизм и аэрономия, 33, No 5,11-16,1993.

18. Беленькая Е. С., Структура токового слоя низкоширотной дневной магнитопаузы в зависимости от направления ММП, Геомагнетизм и аэрономия, 38, No 6, 40-49, 1998.

19. Беленькая Е. С., Влияние межпланетного магнитного поля на формирование магнитосферы, Итоги науки и техники. Исследование космического пространства, 33а, Москва, ВИНИТИ, 235 е., 2002.

20. Беленькая Е. С., Особенности взаимодействия межпланетного магнитного поля с магнтосферами Земли и Юпитера, Геомагнетизм и аэрономия, 43, No 2, 174-182, 2003.

21. Богданов С. Ю., Н. П. Кирий, А. Г. Франк, Эволюция двумерных токовых слоев в линейных и нелинейных режимах, Магнитное пересоединение в двумерных и трехмерных конфигурациях, Труды ИОФАН, 51, Москва, Наука, Физматлит, 5-75, 1996а.

22. Брагинский С. И., Об автогенерации магнитного поля в движущейся высокопроводящей жидкости, ЖЭТФ, 47, 1084-1098, 1964.

23. Буланов С. В., М. А. Олыпаннецкий, О куммулятивных течениях плазмы вблизи нулевых точек магнитного поля, Физика плазмы, 11, N 6, 727-738, 1985.

24. Буланов С. В., И. Я. Бутов, Ю. С. Гваладзе, А. М. Заборов, А. Н. Кузютин, М. А. Ольшанецкий, Р. Г. Салуквадзе, Б. Д. Цурцумия, Пинчевые разряды в плазме вблизи сепаратрисных поверхностей магнитного поля, Физика плазмы, 12, N 3, 309-327, 1986.

25. Буланов С. В., Е. Ю. Ечкина, И. Н. Иновенков, Ф. Пегораро, В. В. Пичушкин, Д.-И. Сакаи, Формирование и эволюция токовых слоев в плазме, Космическая физика и физика плазмы, Труды Физического института им. П.Н.Лебедева, 227, 48-69, 2000.

26. Вайнштейн С. И., Я. Б. Зельдович, А. А. Рузмайкин, Турбулентное динамо в астрофизике, Москва, Наука, 352 е., 1980.

27. Вайнштейн С. И., А. М. Быков, И. И. Топтыгин, Турбулентность, токовые слои и ударные волны в космической плазме, Москва, Наука, 311 е., 1989.

28. Веселовский И. С., Гелиосферные электроджеты, Геомагнетизм и аэрономия, 34, No 4, 45-51,1994.

29. Веселовский И. С., М. В. Тарсина, Угловое распределение вектора межпланетного магнитного поля, Геомагнетизм и аэрономия, 41> No 4, 471-476, 2001.

30. Власов А. А., Статистические функции распределения, Москва, Наука, 355 е., 1966.

31. Воробьев В. Г., В. JI. Зверев, Я. И. Фельдштейн, Геомагнетизм и аэрономия, 35, No 5, 34-43,1995.

32. Гуревич А. В., A. JI. Крылов, Е. Е. Цедилина, Электрическое поле в магнитосфере и ионосфере Земли, Сб. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, выпуск 35, 85-160, Москва, Наука, 1974.

33. Гуревич А. В., A. JI. Крылов, Е. Н. Федоров, Индукционное взаимодействие проводящих тел с замагниченнрй плазмой, Журнал экспериментальной и теоретической физики, 75, N6(12), 2132-2140, 1978.

34. Данжи Дж., Структура экзосферы, или приключения в пространстве скоростей, Геофизика. Околоземное космическое пространство, Москва, Мир, 383-430, 1964.

35. Деминов М. Г., А. Т. Карпачев, Ю. В. Кушнеревский, Изменения структуры субавроральной ионосферы в период магнитосферной бури, Высокоширотная ионосфера и магнитосферно-ионосферные связи, Апатиты, АН СССР, ПГИ, 3-9, 1986.

36. Еркаев Н. В., Перенос открытых магнитных силовых линий вдоль границы магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, 35, No 5, 1-8, 1995.

37. Жигулев В. Н., А. В. Китаев, О диссипативной, гидродинамической модели взаимодействия солнечного ветра с магнитным полем Земли, Численные методы механики сплошных сред, 16, Сибирское отделение Академии Наук, Новосибирск, 66-67, 1985.

38. Зеленый Л. М., В. Перумян и М. Ашур-Абдалла, Крупномасштабное кинетическое моделирование динамики магнитосферного хвоста, Космическая физика и физика плазмы. Труды Физического института им. П.Н.Лебедева, 227, 70-87, 2000.

39. Иванов Г. К., Гелиосферная суббуря 26 ноября 5 декабря 1977г. 3. Наземные геомагнитные возмущения, Геомагнетизм и Аэрономия, 37, No 5, 1-10, 1997.

40. Кадомцев Б. В., Коллективные явления в плазме, Москва, Наука, 293 е., 1988.

41. Калегаев В. В., Структура магнитного поля в переходной области магнитосферы Земли, Геомагнетизм и аэрономия, 41, No 3, 309-316, 2001.

42. Китаев А. В., Распределение электрического поля и продольных токов в области дневного каспаионосферы при нулевом ММП, Геомагнетизм и аэрономия, 36, No 3, 59-65, 1996.

43. Китаев А. В., Структура дневной области полярной шапки в модели магнитосферы с диффузионной границей, Геомагнетизм и аэрономия, 37, No 6, 32-38, 1997.

44. Клейменова Н. Г., О. В. Козырева, Ж. Биттерли, Длиннопериодные геомагнитные пульсации в области 0-авроры 11 мая 1983 г., Геомагнетизм и аэрономия, 35, No 5, 44-48, 1995.

45. Кропоткин А. П., Электромагнитное поле солнечного ветра в земной магнитосфере, Геомагнетизм и аэрономия, 16, N6, 1049-1055, 1976.

46. Кропоткин А. П., Альвеновские волны, генерируемые движущимся в ионосфере источником, Геомагнетизм и аэрономия, 29, N3, 452-457, 1989.

47. Кропоткин А. П., В. И. Домрин, Функция распределения ионов в одномерном тонком токовом слое, Геомагнетизм и аэрономия, 37, N 5, 11-18, 1997.

48. Лазутин Л. Л., Геомагнитные исследования, 23, 5-23, 1978.

49. Ландау Л. Д. и Е. М. Лифшиц, Электродинамика сплошных сред, Москва, Наука, 620 е., 1982.

50. Леонтьев С. В., В. Б. Ляцкий, Токи в районе полярного каспа, Геомагнетизм и аэрономия, 23, N 2, 345-346, 1983.

51. Лифшиц Е. М., Л. П. Питаевский, Физическая кинетика, Москва, Наука, 528 е., 1979.

52. Лонгмайр К., Физика плазмы, Москва, Атомиздат, 341 е., 1966.

53. Ляцкий В. Б., Токовые системы магнитосферно-ионосферное возмущений, Ленинград, Наука, с. 146, 1978.

54. Ляцкий В. Б., Ю. П. Мальцев, Магнитосферно-ионосферное взаимодействие, Москва, Наука, 90 е., 1983.

55. Мальцев Ю. П., А. А. Остапенко, и Е. Ю. Фещенко, Силовые линии в эмпирической модели геомагнитного поля, Геомагнетизм и аэрономия, 40, No 6, 89-94, 2000.

56. Мансуров С. М., Новые доказательства связи между магнитными полями в космическом пространстве и на Земле, Геомагнетизм и аэрономия, 9, N 3, 768-770, 1969.

57. Марьин Б. В., Л. В. Тверская, М. В. Тельцов, С. И. Школьникова, Угловое распределение и спектры малоэнергичных ионов в высокоширотных областях магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, 28, No 4, 578-586, 1988.

58. Моффат Г., Возбуждение магнитного поля в проводящей среде, Москва, Мир, 340 е., 1980.

59. Паркер Е., Космические магнитные поля, Москва, Мир, Т. 1, 608 е., 1982.

60. Панасюк М. И., Формирование потоков энергичных ионов на геостационарной орбите, Космические исследования, 20, No 2, 277-288, 1982.

61. Панасюк М. И., А. С. Ковтюх, Ионный состав плазмы и энергичных частиц в околоземном космическом пространстве, Препринт 90 - 6/152, Москва, НИИЯФ МГУ, 50 е., 1990.

62. Пикельнер С. Б., Основы космической электродинамики, Москва, Наука, 407 е., 1966.

63. Пономарев В. Н., Оценка величины плотности продольного тока в дневном каспе, Геомагнетизм и Аэрономия, 22, N 5, 870-873, 1982.

64. Прист Э. Р., Солнечная магнитогидродинамика, Москва, Мир, 589 е., 1985.

65. Пудовкин М. И, В. С. Семенов, Особенности решения МГД-уравнений в окрестности магнитопаузы и генерация электрических полей в магнитосфере, в сб. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, 39, с.101-111, Москва, Наука, 1976.

66. Пудовкин М. И., М. А. Шухтина, Роль процессов пересоединения в генерации электрических полей в хвосте магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия, 23, N 1, 156-158, 1983.

67. Сигов Ю. С., Б. А. Тверской, О структуре пограничного слоя между магнитным полем и плазменным потоком, Геомагнетизм и аэрономия, 3, No 1, 43—49, 1963.

68. Сомов Б. В., Космическая электродинамика и физика Солнца. Москва, Издательство Московского Университета, 287 е., 1993.

69. Сомов Б. В., С. И. Сыроватский, Гидродинамические течения плазмы в сильном магнитном поле, Нейтральные токовые слои в плазме. Труды ордена Ленина физического института им. П.Н.Лебедева АН СССР, 74, Москва, Наука, 14-72, 1974.

70. Сомов Б. В., В. С. Титов, А. И. Вернета, Магнитное пересоединение в солнечных вспышках, Солнечные вспышки. Итоги науки и техники, Серия "Астрономия", 34, Москва, ВИНИТИ, 136-237, 1987.

71. Сыроватский С. И., Нейтральные токовые слои в лаборотной и космической плазме, Нейтральные токовые слои в плазме. Труды ордена Ленина физического института им. П.Н.Лебедева АН СССР, 74, Москва, Наука, 3-13, 1974.

72. Тверская Л. В., О границе инжекции электронов в магнитосферу Земли, Геомагнетизм и аэрономия, 26, N 3, 864-865, 1986.

73. Тверская Л. В., Диагностика магнитосферных процессов по данным о релятивистских электронах радиационных поясов, Геомагнетизм и аэрономия, 38, N 5, 22-32, 1998.

74. Тверской Б. А., Об электрических полях в магнитосфере Земли, ДАН, 188, N 3, 575-578, 1969.

75. Тверской Б. А., О природе однородных дуг полярных сияний, Геомагнетизм и аэрономия, 22, N 6, 966-973, 1982а.

76. Тверской Б. А., О продольных токах в магнитосфере, Геомагнетизм и Аэрономия, 22, N 6, 991995, 1982b.

77. Тверской, Б. А., Магнитосферно-ионосферные взаимодействия и полярные сияния, УФН, 139, N 4, 737-756, 1983.

78. Тверской Б. А., Механизм формирования структуры кольцевого тока магнитных бурь, Геомагнетпизм и аэрономия, 37, N 5, 29-34, 1997.

79. Франк-Каменецкий Д. А., Лекции по физике плазмы, Москва, Атомиздат, 286 е., 1968.

80. Франк А. Г., Батанов Г.М. С. И. Сыроватский и развитие экспериментальных исследований по токовым слоям, Космическая физика и физика плазмы. Труды Физического института им. П.Н.Лебедева, 227, 88-116, 2000.

81. Akasofu, S.-I., and В. Н. Ahn, Distribution of the field-aligned currents, ionospheric currents, and elecrtic fields in the polar region on a very quiet day and a moderately disturbed day, J. Geophya. Res., 86, No A2, 753-760, 1981.

82. Akasofu, S.-I., and H. Roederer, Dependence of the polar cap geometry on the IMF, Planet. Space Sci., 32, No 1, 111-118, 1984.

83. Akasofu, S.-I., D. H. Covey, and C.-I. Meng, Dependence of the geometry of the region of open field lines on the interplanetary magnetic field, Planet. Space Sci., 29, No 8, 803-807, 1981b.

84. Akasofu, S.-I., Y. Kamide, and J. Kisabeth, Comparison of two modeling methods for three-dimrnsional current system, J. Geophys. Res., 86, No A5, 3390-3396, 1981c.

85. Alexeev, I. I., The penetration of interplanetary magnetic and electric fields into the magnetosphere, Journ. Geomagn. Geoelctr., 38, No 11, 1199-1221, 1986.

86. Alexeev, 1.1., and E. S. Belenkaya, Alfven wings in the vicinity of a conducting body in the magnetized plasma, Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, 53, N 11/12, 1099-1101, 1991.

87. Alexeev, I. I., and V. V. Kalegaev, Magnetic field and plasma flow structure near the magnetopause, J. Geophys. Res., 100, N A10, 19267-19276, 1995.

88. Alexeev, I. I., E. S. Belenkaya, and V. V. Kalegaev, Tail current sheet dynamics in the disturbed magnetosphere, Advances in Space Research, 13, No 4, 229-233, 1993a.

89. Alexeev, I. I., E. S. Belenkaya, V. V. Kalegaev, and Yu. G. Lutov, Electric fields and field-aligned current generation in the magnetosphere, J. Geophys. Res., 98, No A3, 4041-4051, 1993b.

90. Alexeev, I. I., E. S. Belenkaya, V. V. Kalegaev, Y. I. Feldstein, A. Grafe, Magnetic storms and magnetotail currents, J. Geophys. Res., 101, No A4, 7737-7747, 1996a.

91. Alexeev, 1.1., E. S. Belenkaya, C. R. Clauer Jr., A model of region 1 field-aligned currents dependent on ionospheric conductivity and solar wind parameters, Journal of Geophys. Res., 105, No A9,21119-21127, 2000.

92. Alexeev, 1.1., V. V. Kalegaev, E. S. Belenkaya, S. Y. Bobrovnikov, Dynamic model of the magnetosphere: Case study for January 9-12, 1997, J. Geophys. Res., 106, No All, 25683-25694, 2001.

93. Avanov, L. A., V. N. Smirnov, J. H. Waite Jr., S. A. Fuselier, and O. L. Vaisberg, High-latitude magnetic reconnection in sub-Alfvenic flow: Interball Tail observations on May 29,1996, J. Geophys. Res., 106, No A12, 29491-29502, 2001.

94. Bagenal F., Empirical model of the Io plasma torus: Voyager measurements, J. Geophys. Res., 99,No A6, 11043-11062, 1994.

95. Baker, J. В., С. R. Clauer, A. J. Ridley, V. O. Papitashvili, M. J. Brittnacher, and P. T. Newell, The nightside poleward boundary of the auroral oval as seen by DMSP and the Ultraviolet Imager, Journal of Geophys. Res., 105, No A9, 21267-21280, 2000.

96. Barbosa, D. D., D. A. Gurnett, W. S. Kurth, and F. L. Scarf, Structure and properties of Jupiter's magnetoplasmadisc, Geophys. Res. Lett., 6, No 10, 785-788, 1979.

97. Barish, F. D., and R. A. Smith, An analytical model of the Jovian Magnetosphere, Geophys. Res. Lett., 2, No A7, 269-272, 1975.

98. Beard, D. В., and D. L. Jackson, The Jovian magnetic field and the magnetosphere shape", J. Geophys. Res., 81, No 19, 3399-3400, 1976.

99. Behannon, K. W., L. F. Burlaga, and N. F. Ness, The Jovian magnetotail and its current sheet, J. Geophys. Res., 86, N A10, 8385-8401, 1981.

100. Belenkaya, E. S., Generation of the magnetic field at the magnetopause of the rapidly rotating planet, J. Geophys. Res., 101, No Al, 26487-26494, 1996.

101. Belenkaya, E. S., Reconnection modes for near-radial IMF, J. Geophys. Res., 103, No All, 2648726494, 1998a.

102. Belenkaya, E. S., High-latitude ionospheric convection patterns dependent on the variable IMF orientation, J. Atmos. Solar-Terr. Phys., 60/13, 1343-1354, 1998b.

103. Belenkaya, E. S., Currents at the subsolar low shear magnetopause, J. Geophys. Res., 106, No All, 25437-25450, 2001a.

104. Belenkaya, E. S., Two-dimensional non-linear Alfven wings generated by the electrodynamic interactionbetween Callisto and the Jovian magnetosphere, Astrophysics and Space Science, 277, No 1/2, 289292, 2001b.

105. Belenkaya, E.S., Two magnetized plasmas at the subsolar low shear magnetopause, International Journal of Geomagnetism and Aeronomy, 3, No 2, 157-166, 2002.

106. Belenkaya, E. S., 1.1. Alexeev, V. V. Kalegaev, Electromagnetic interaction of the solar wind with the magnetosphere, Advances in Space Research, 13, No 4, 33-35, 1993.

107. Berchem, J., and С. T. Russell, The thickness of the magnetopause current layer: ISEE-1 and -2 observations, J. Geophys. Res., 87, No A4, 2108-2114, 1982a.

108. Berchem, J., and С. T. Russell, Magnetic field rotation through the magnetopause: ISEE-1 and -2 observations, J. Geophys. Res., 87, No A10, 8139-8148, 1982b.

109. BespaJov, P. A., and S. S. Davydenko, On the structure of the plasma disk in the Jovian magnetosphere, Planet. Space Sci., 42, No 7, 583-592, 1994.

110. Boyle, С. В., P. H. Reiff, and M. R. Hairston, Empirical polar cap potentials, J. Geophys. Res., 102, No Al, 111-125, 1997.

111. Brice, N., and G. Ioannidis, The magnetospheres of Jupiter and Earth, Icarus, 13, 173-183, 1970.

112. Burke, W. J., M. C. Kelley, R. C. SagaJyn, M. Smiddy, and S. T. Lai, Polar cap electric field structures with a northward interplanetary magnetic field, Geophys. Res. Lett., 6, No 1, 21-24, 1979.

113. Burke W. J., Magnetosphere-ionospherre coupling: Contributions from IMS satellite observations, Rev. Geophys. Space Phys., 20, No 3, 685-708, 1982.

114. Burlaga, L. F., R. M. Skoug, S. W. Smith, D. F. Webb, Т. H. Zurbuchen, and A. Reinard, Fast ejecta during the ascending phase of solar cycle 23: ACE observations, 1998-1999, J. Geophys. Res., 106, No A10, 20957-20977, 2001.

115. Carbary, J. F., and С. I. Meng, Correlation of cusp latitude with Bz and AE (12) using nearly one year's data, J. Geophys. Res., 91, No A9, 10047-10054, 1986.

116. Carbary J. F., S. M. Krimigis, E. P. Keith, G. Gloeckler, W. I. Axford, T. P. Armstrong , Ion anisotropics in the outer Jovian magnetosphere, J. Geophys. Res., 86, No A10, 8285-8299, 1981.

117. Cargill, P. J., Hybrid simulations of tangential discontinuities, J. Geophys. Res., 17, No A3,1037-1040, 1990.

118. Chapman, S., and V. C. A. Ferraxo, A new theory of magnetic storms, Terr. Magn. Atmos Elect., 36, 77-91, 1931a.

119. Chapman, S., and V. C. A. Ferraro, A new theory of magnetic storms, Terr. Magn. Atmos Elect., 36, 171-186, 1931b.

120. Chapman, S., and V. C. A. Ferraro, A new theory of magnetic storms, Terr. Magn. Atmos Elect., 37, 147-156, 1932.

121. Chapman, S., and V. C. A. Ferraro, A new theory of magnetic storms, Terr. Magn. Atmos Elect., 38, 79-96, 1933.

122. Chapman, S., and V. C. A. Ferraro, A new theory of magnetic storms, Terr. Magn. Atmos Elect., 45, 245-268, 1940.

123. Chen, S.-H, S. A. Boardsen, S. E. Fung, J. L. Green, R. L. Kessel, L. C. Nan, Т. E. Eastman, and J. D. Craven, Exterior and interior polar cusps: Observations from Hawkeye, J. Geophys. Res., 102, No A6, 11335-11348, 1997.

124. Cheng, A. F., A model of convection and corotation in Jupiter's magnetosphere: Ulysses predictions, Geophys. Res. Lett., 19, 221-224, 1992.

125. Cheng, A. F., and S. M. Krimigis, A model of global convection in Jupiter's magnetosphere, J. Geophys. Res., 94, No A9, 12003-12008, 1989.

126. Christiansen, F., V. O. Papitashvili, T. Neubert, Seasonal variations of high-latitude field-aligned currents inferred from Orsted and Magsat observations, J. Geophys. Res., 107, No A2, 10.1029/2001JA900104, 2002.

127. Clarke, J. Т., Satellite Footprints Seen in Jupiter Aurora, Space Telescope Science Institute Press Release STScI-PRCOO-38, Baltimore, Maryland, December 14, 2000.

128. Clauer, C. R., and E. Fris-Christensen, High latitude dayside electric fields and currents during strong northward IMF: Observations and model simulation, J. Geophys. Res., 93, No A3, 2749-2754, 1988.

129. Clauer, C. R., 1.1. Alexeev, E. S. Belenkaya, and J. B. Baker, Special features of the September 24-27, 1998 storm during high solar wind dynamic pressure and northward interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 106, No All, 25695-25711, 2001.

130. Connerney, J. E. P., M. H. Acuna, and N. F. Ness, Modeling the Joivian current sheet and inner magnetosphere, J. Geophys. Res., 86, No A10, 8370-8384, 1981.

131. Connerney, J. E. P., M. H. Acuna, N. F. Ness, and T. Saton, New models of Jupiter's magnetic field constrained by the Io flux tube footprint, J. Geophys. Res., 103, No A6, 11929-11939, 1998.

132. Coroniti, F., and C. Kennel, Changes in the magnetospheric configuration during the substorm growth phase, J. Geophys. Res., 77, 3361-3378, 1972.

133. Cowley, S. W. H., A qualitative study of the reconnection between the Earth's magnetic field and an interplanetary field of arbitrary orientation, Radio Sci., 8, No 11, 903-913, 1973.

134. Cowley, S. W, H., The causes of convection within the Earth's magnetosphere: A review of developmentsduringthe the IMS, Rev. Geophys. Space Phys., 20, 531-565, 1982.

135. Cowley, S. W. H., The impact of recent observations on theoretical understanding of solar wind -magnetosphere interactions, J. Geomagn. Geoelect., 38, 1223-1256, 1986.

136. Cowley, S. W. H., and W. J. Hughes, Observation of an IMF-sector effect in the Y-magnetic field component at geostationary orbit, Planet Space Sci., 31, No 1, 73-90, 1983.

137. Cowley, S. W. H. and Z. V. Lewis, Magnetic trapping of energetic particles on open dayside boundary layer flux tubes, Planet Space Sci., 38, No 10, 1343-1350, 1990.

138. Cowley, S.W., M. K. Dougherty, Т. M. Edwards, R. J. Forsyth, R. J. Hynds, K. Staines, Ulysses observations of anti-sunward flow on Jovian polar cap field lines, Planet Space Sci., 41, No 11/12, 987-998, 1993.

139. Cowley, S. W. H, E. J. Bunce, T. S. Stallard, and S. Miller, Jupiter's polar ionospheric flows: Theoretical interpretation, Geophys. Res. Lett, 30, No 5, 1220, doi:10.1029/2002GL016030, 2003.

140. Crooker, N. U., Dayside merging and cusp geometry, J. Geophys. Res., 84, No A3, 951-959, 1979.

141. Cumnock, J. A., J. R. Sharber, R. A. Heelis, L. G. Blomberg, G. A. Germany, J. F. Spann, and W. R. Coley, Interplanetary magnetic field control of theta aurora development, J. Geophys. Res., 107, No A7, 10.1029/2001JA009126, 2002.

142. Curtis, S. A., and N. F. Ness, Magnetostrophic balance in planetary dynamos: Predictions for Neptune's magnetosphere, J. Geophys. Res., 91, No A7, 11003-11008, 1986.

143. De Keyser J., and Roth M., Equilibrium conditions for the tangential discontinuity magnetopause, J. Geophys. Res., 102, No A5, 9513-9530, 1997.

144. Desai, M. I. and G. M. Simnett, Solar wind-driven flows in the Jovian magnetosphere, J. Geophys. Res., 101, No A6, 13115-13135, 1996.

145. Dmitriev, A. V., and A. V. Suvorova, 3D artificial neural network model of the dayside magnetopause, International Conference on Problems of Geocosmos, Book of Abstacts, June 29 July 3, St.Petersburg, Russia, 48, 1998.

146. Doyle, M. A., F. J. Rich, W. J. Burke, and M. Smiddy, Field-aligned currents and electric fields observed in the region of the dayside cusp, J. Geophys. Res., 86, No A7, 5656-5664, 1981.

147. Doyle, M. A., and W. J. Burke, S3-2 measurements of the polar cap potential, J. Geophys. Res., 88, No All, 9125-9133, 1983.

148. Drell, S. D., H. M. Foley, M. A. Ruderman, Drag and propulsion of large satellites in the ionosphere: An Alfven propulsion engine in space, J. Geophys. Res., 70, 3131-3145, 1965.

149. Dungey, J. W., Interplanetary magnetic field and the auroral zones, Phys. Rev. Lett., 6, No 2, 47-48, 1961.

150. Eastman, Т. E., and E. W. Hones, Jr., Characteristics of the magnetospheric boundary layer and magnetopause layer as observed by IMP 6, J. Geophys. Res., 84, No A5, 2019-2028, 1979.

151. Eastman, Т. E., B. Popielawska, and L. A. Frank, Three-dimensional plasma observations near the outer magnetospheric boundary, J. Geophys. Res., 90, No A10, 9519-9539, 1985.

152. Eastman, Т. E., S. A. Fuselier, and J. T. Gosling, Magnetopause crossings without a boundary layer, J. Geophys. Res., 101, No Al, 49-57, 1996.

153. Elsasser, W. M., Background of the geomagnetic dynamo theory, J. Geophys. Res., 61, 340-347, 1956.

154. Engle, I. M., and D. B. Beard, Idealized Jovian magnetosphere shape and field, J. Geophys. Res., 85, No A2, 579-592, 1980.

155. Fairfield, D. H., On the average configuration of the geomagnetic tail, J. Geophys. Res., 84, No A5, 1950-1958, 1979.

156. Fairfield, D. H., Solar wind control of the magnetosphere, in Solar Wind Magnetosphere Coupling, edited by Y. Kamide and I. Slavin, pp. 657-670, Terra Scientific, Tokyo, 1986.

157. Fairfield, D. H., and J. Jones, Variability of the tail lobe field strength, J. Geophys. Res., 101, No A4, 7785-7791, 1996.

158. Fedder, J. A., and J. G. Lyon, The Earth's magnetosphere is 165 Re long: Self-consistent currents, convection, magnetospheric structure, and processes for northward interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 100, No 3, 3623-3635, 1995.

159. Feldstein, Y. I., and G. V. Starkov, Dynamics of auroral belt and polar geomagnetic disturbances, Planet. Space Sci., 15, 209-229, 1967.

160. Ferriere, K., Effect of an ensemble of explosions on the Galactic dynamo, I, General formulation, Astrophys. J., 389, 286-296, 1992.

161. Ferraro, V. C. A., On the theory of the first phase of a geomagnetic storm: A new illustrative calculation based on a idealized (plane, not cylindrical) model field distribution, J. Geophys. Res., 57, No 1, 15-49, 1952.

162. Feshchenko, E. Y., Y. P. Maltsev, Erosion of the inner magnetosphere during geomagnetic storms, Ann. Geophysicae, 15, 1532-1536, 1997.

163. Frank, L. A., J. B. Sigwarth, J. D. Craven, J. P. Cravens, J. S. Dolan, M. R. Dvorsky, P. K. Hardebeck, J. D. Harvey, and D. W. Muller, The visible imaging system (VIS) for the Polar spacecraft, Space Science Reviews, 71, 297-328, 1995.

164. Frank, L. A., and W. R. Paterson, Survey of thermal ions in the Io plasma torus with the Galileo spacecraft, J. Geophys. Res., 106, No A4, 6131-6149, 2001.

165. Frank, L. A., W. R. Paterson, and К. K. Khurana, Observations of thermal plasmas in Jupiter's magnetotail, J. Geophys. Res., 107, No Al, 10.1029/2001JA000077, 2002.

166. Fukushima, N., Equivalence in ground geomagnetic effect of Chapman-Vestine's and Birkeland-Alfven's electric current-systems for polar magnetic storms, Rep. Ionos. Space Res. Jpn., 23, 219-232, 1969.

167. Fuselier, S. A., B. J. Anderson, and T. G. Onsager, Particle signatures of magnetic topology at the magnetopause, J. Geophys. Res., 100, No A7, 11805-11821, 1995.

168. Fuselier, S. A., B. J. Anderson, and T. G. Onsager, Electron and ion signatures of field line topology at the low-shear magnetopause, J. Geophys. Res., 102, No A3, 4847—4864, 1997.

169. Fuselier, S. A., H. U. Frey, K. J. Trattner, S. B. Mende, and J. L. Burch, Cusp aurora dependence on interplanetary magnetic field Bz, J. Geophys. Res., 107, No A7, 10.1029/2001JA900165, 2002.

170. Gan-Baruch, Z., A. Eviator, J. D. Richardson, and R. L. McNutt Jr., Plasma observations in the ring plane of Saturn, J. Geophys. Res., 99, No A7, 11063-11077, 1994.

171. Gao, S., C. W. Ho, T.-S. Huang, and C. J. Alexander, Uranus magnetic field and particle drifts in its inner magnetosphere, J. Geophys. Res., 103, No E9, 20257-20265, 1998.

172. Goertz, С. K., Jupiter's magnetosphere: Particles and fields, In Jupiter the Giant Planet, T. Gehrels (ed), University of Arizona Press., Tucson. Arizona, 23-58, 1976a.

173. Goertz, С. K., The current sheet in Jupiter's magnetosphere, J. Geophys. Res., 81, No 19, 3368-3372,1976b.

174. Goertz, С. К., The Jovian magnetodisk, Planet. Space Set., 23, 319-343, 1979.

175. Goertz, С. K., D. E. Jones, B. A. Randall, E. J. Smith, and M. F. Thomsen, Evidence for open field lines in Jupiter's magnetosphere, J. Geophys. Res., 81, No 19, 3393-3398, 1976.

176. Goldstein, M. L., R. P. Lepping, and A. C. Sittler, Jr., Magnetic field properties of Jupiter's tail at distances from 80 to 7500 Jovian radii, J. Geophys. Res., 90, No A7, 8223-8239, 1985.

177. Goldstein, M. L., R. P. Lepping, and E. C. Sittler, Jr., Reply, J. Geophys. Res., 91, No A6, 7133-7133, 1986.

178. Gosling, J. Т., M. F. Thomsen, S. J. Bame, and С. T. Russell, Accelerated plasma flows at the near-tail magnetopause, J. Geophys. Res., 91, No A3, 3023-3041, 1986.

179. Gosling, J. Т., M. F. Thomsen, S. J. Bame, R. C. Elphic, and С. T. Russell, Observations of reconnection of interplanetary and lobe magnetic field lines at the high-latitude magnetopause, J. Geophys. Res., 96, No A8, 14097-14106, 1991.

180. Greene, J. M., Geometrical properties of three-dimensional reconnecting magnetic field nulls, J. Geophys. Res., 93, No A6, 8583-8590, 1988.

181. Gurnett, D. A., W. S.Kurth, and F. L. Scarf, The structure of the Jovian magnetotail from plasma wave observations, Geophys. Res. Lett., 7, No 1, 53-56, 1980.

182. Gussenhoven, M. S., Extremly high latitude auroras, J. Geophys. Res., 87, 2401-2412, 1982.

183. Hasegawa, H., K. Maezawa, T. Mukai, and Y. Saito, Plasma entry across the distant tail magnetopause. 1. Global properties and IMF dependence, J. Geophys. Res., 107, No A5, 10.1029/2001JA900139, 2002.

184. Hawkins III, S. E., A. F. Cheng, and L. J. Lanzerotti, Bulk flows of hot plasma in the Jovian magnetosphere: A model of anisotropic fluxes of energetic ions, J. Geophys. Res., 103, No E9, 20031-20054, 1998.

185. Heppner, J. P., Empirical models of high-latitude electric fields, J. Geophys. Res., 82, No All, 11151125, 1977.

186. Heppner, J. P., and N. C. Maynard, Empirical high-latitude electric field models, J. Geophys. Res., 92, No A3, 4467-4489, 1987.

187. Hill, T. W., Inertial limit of corotation, J. Geophys. Res., 84, No All, 6554-6558, 1979.

188. Hill, T. W., The Jovian auroral oval, J. Geophys. Res., 106, No A5, 8101-8107, 2001.

189. Hill, T. W., and M. E. Rassbach, Interplanetary magnetic field direction and the configuration of the day side magnetosphere, J. Geophys. Res., 80, No Al, 1-6, 1975.

190. Hill T. W., and A. J. Dessler, Plasma motions in planetary magnetospheres, Science, 252, 410-415, 1991.

191. Hill, Т. W., and D. H. Pontius Jr., Plasma injection near Io, J. Geophys. Res., 103, No E9, 1987919885, 1998.

192. Hill, T. W., A. J. Dessler, and F. C. Michel, Configuration of the Jovian magnetosphere, Geophys. Res. Lett., 1, No 1, 3-6, 1974.

193. Hill, T. W., A. J. Dessler, and L. J. Maher, Corotating magnetospheric convection, J. Geophys. Res., 86, No A5, 9020-9028, 1981.

194. Hornig, G., The evolution of magnetic helicity under reconnection, Magnetic Helicity in Space and Laboratory Plasmas, edited by M. Brown, R. C. Canfield, and A. A. Pevtsov, pp. 157-165, American Geophysical Union, Washington, DC, 2000.

195. Huang, C.-S., D. A. Andre, G. J. Sofko, and A. V. Kustov, Super Dual Auroral Radar Network observations of ionospheric multicell convection during northward interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 105, No A4, 7419-7428, 2000.

196. Huddleston, D. E., С. T. Russell, G. Le, A. Szabo, Magnetopause structure and the role of reconnection at the outer planets, J. Geophys. Res., 102, No All, 24289-24302, 1997.

197. Ji, H., Helicity, reconnection, and dynamo effects, Magnetic Helicity in Space and Laboratory Plasmas, edited by M. Brown, R. C. Canfield, and A. A. Pevtsov, pp. 167-177, American Geophysical Union, Washington, DC, 2000.

198. Joy, S. P., M. G. Kivelson, R. J. Walker, К. K. Khurana, С. T. Russell, T. Ogino, Probabilistic models of the Jovian magnetopause and bow shock locations, J. Geophys. Res., 107, No A10, 1309, doi:10.1029/2001JA009146, 2002.

199. Kamide, Y., and S.-I.Akasofu, Global distribution of the Pedersen and Hall currents and the electric potential pattern during a moderately disturbed period, J. Geophys. Res., 86, No A5, 3665-3668,

200. Kane, M., В. Н. Mauk, Е. P. Keath, and S. М. Krimigis, A convected kappa distribution model for not ions in the Jovian magnetodisk, Geophys. Res. Lett., 19, 1435-1439, 1992.

201. Kane, M., В. H. Mauk, E. P. Keath, and S. M. Krimigis, Hot ions in Jupiter's magnetodisk: A model for Voyager 2 low energy charged particle measurements, J. Geophys. Res., 100, No A9, 19473-19486, 1995.

202. Kane, M., D. J. Williams, В. H. Mauk, R. W. McEntire, and E. C. Roelof, Galileo energetic particles detector measurements of hot ions in the neutral sheet region of Jupiter's magnetodisk, Geophys. Res. Lett., 26, 5-8, 1999.

203. Kelley, M. C., J. J. Makela, J. L. Chau, and M. J. Nicolls, Penetration of the solar wind electric field into the magnetosphere/ionosphere system, Geophys. Res. Lett., 30, No 4, 10.1029/2002GL016321, 2003.

204. Kennel, C. F., and F. V. Coroniti, Jupiter's magnetosphere, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 15, 389-436, 1977.

205. Khurana, К. K., Euler potential models of Jupiter's magnetospheric field, J. Geophys. Res., 102, No A6, 11,295-11,306, 1997.

206. Maezawa, K., Magnetospheric convection reduced by the positive and negative z-components of theinterplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 81, No A13, 2289-2303, 1976.

207. Maltsev, Yu. P., and A. A. Ostapenko, Variability of the electric currents in the magnetosphere, Phys. Ghent. Earth (C), 25, No 1-2, 27-30, 2000.

208. Martyn, D. F., The theory of magnetic storms and auroras, Nature, 167, London, 92-94, 1951.

209. Mauk, В. H., S. A. Gary, M. Kane, E. P. Keath, and S. M. Krimigis, Hot plasma parameters of Jupiter's inner magnetosphere, J. Geophys. Res., 101, No A3, 7685-7694, 1996.

210. Mauk, В. H., B. J. Anderson, and R. M. Thome, Magnetosphere-ionosphere coupling at Earth, Jupiter, and beyond, Preprint SPR-05-02, Space Physics Groop, The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, Laurel, Maryland 20723-6099, 2002.

211. McDiarmid, I. В., J. R. Burrows, and M. D. Wilson, Comparison of magnetic field perturbations and solar electron profiles in the polar cap, J. Geophys. Res., 85, No A2, 1163-1170, 1980.

212. Miyoshi, Т., К. Kusano, A global MHD simulation of the Jovian magnetosphere interacting with/without the interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 106, No A6, 10723-10742, 2001.

213. Mitchell, D. G., F. Kutchko, D. J. Williams, Т. E. Eastman, L. A. Frank, and С. T. Russell, An extended study of the low-latitude boundary layer on the dawn and dusk flanks of the magnetosphere, J. Geophys. Res., 92, No A7, 7394-7404, 1987.

214. Murr, D. L., W. J. Hughes, Reconfiguration timescales of ionospheric convection, Geophys. Res. Lett, 28, No 11, 2145-2148, 2001.

215. Ness, N. F., M. H. Acuna, R. P. Lepping, L. F. Burlaga, K. W. Behannon, and F. M. Neubauer, Magnetic field studies at Jupiter by Voyager 1: Preliminary results, Science, 204, 982-986, 1979a.

216. Ness, N. F., M. H. Acuna, R. P. Lepping, L. F. Burlaga, K. W. Behannon, and F. M. Neubauer, Magnetic field studies at Jupiter by Voyager 2: Preliminary results, Science, 206, 966-972, 1979b.

217. Neubauer, F. M., Nonlinear standing Alfven wave current system at Io: Theory, J. Geophys. Res., 85, No A3, 1171-1178, 1980.

218. Nishida, A., Interplanetary origin of electric fields in the magnetosphere, Cosmic electrodyn., 2, No 3, 350-375, 1971.

219. Nishida, A., Reconnection in the Jovian magnetosphere, Geophys. Res. Lett., 10, No 6, 451-454, 1983.

220. Nishitani, N., Т. Ogawa, N. Sato, H. Yamagishi, M. Pinnock, J.-P. Villain, G. Sofko, and 0. Troshichev, A study of the dusk convection cell's response to an IMF southward turning, J. Geophys. Res., 107, No A3, 10.1029/2001JA900095, 2002.

221. Nordlund, A., A. Brandenburg, R. L. Jennings, M. Rieutord, J. Ruokolainen, R. F. Stein, and I. Tuominen, Dynamo action in stratified convection with overshoot, Astrophys. J., 392, 647-652, 1992.

222. Oieroset, M., P. E. Sandholt, W. F. Denig, and S. W. H. Cowley, Northward interplanetary magnetic field cusp aurora and hight-latitude magnetopause reconnection, J. Geophys. Res., 102, No A6, 11349-11362, 1997.

223. Omidi, N., and D. Winske, Structure of the magnetopause inferred from one-dimensional hybrid simulations, J. Geophys. Res., 100, No A7, 11935-11955, 1995.

224. Onsager, T. G., J. D. Scudder, M. Lockwood, С. T. Russell, Reconnection at the high-latitude magnetopause during northward interplanetary magnetic field conditions, J. Geophys. Res., 106, No All, 25467-25488, 2001.

225. Parker, E. N., Confinement of a magnetic field by a beam of ions, J. Geophys. Res., 72, No 9, 23152322, 1967a.

226. Parker, E. N., Small-scale nonequilibrium of the magnetopause and its consequences, J. Geophys. Res., 72, No 17, 4365-4374, 1967b.

227. Paschmann, G., I. Papamastorakis, W. Baumjohann, N. Sckopke, C. W. Carlson, B. U. O. Sonnerup, and H. Luhr, The magnetopause for large magnetic shear: AMPTE/IRM observations, J. Geophys. Res., 91, No A5, 11049-11056, 1986.

228. Paschmann, G., W. Baumjohann, N. Sckopke, T.-D. Phan, and M. Luhr, Structure of the dayside magnetopause for low magnetic shear, J. Geophys. Res., 98, No A8, 13409-13413, 1993.

229. Peroomian, V., L. R. Lyons, and M. Schulz, Inclusion of shielded Birkeland currents in a model magnetosphere, J. Geophys. Res., 103, No Al, 151-168, 1998.

230. Phan, T.-D., and G. Paschmann, Low-latitude dayside magnetopause and boundary layer for high magnetic shear: 1. Structure and motion, J. Geophys. Res., 101, No A4, 7801-7816, 1996.

231. Phan, T.-D., G. Paschmann, W. Baumjohann, N. Sckopke, and M. Luhr, The magnetosheath region adjacent to the dayside magnetopause: AMPTE/IRM observations, J. Geophys. Res., 99, No Al, 121-141, 1994.

232. Phan, T.-D., G. Paschmann, and B. U. O. Sonnerup, Low-latitude dayside magnetopause and boundary layer for high magnetic shear: 2. Occurrence of magnetic reconnection, J. Geophys. Res., 101, No A4, 7817-7828, 1996.

233. Phillips, J. L., S. J. Вате, B. L. Barraclough, D. J. Mc-Comas, R. J. Forsyth, P. Canu, and P. J. Kellog,

234. Ulysses plasma electron observations in the Jovian magnetosphere, Planet. Space Sci., 41, No 11/12, 877-892, 1993.

235. Pontius, D. H., Radial mass transport and rotational dynamics, J. Geophys. Res., 102, No A4, 71377150, 1997.

236. Potemra, T. A., L. J. Zanetti, R. E. Erlandson, P. F. Bythrow, G. Gustsfson, M. H. Acuna, and R. Lundin, Observations of large-scale Birkeland current with Viking, Geophys. Res. Lett., 14, No A14, 419-422, 1987.

237. Pudovkin, M. I., V. S. Semenov, H. K. Biernat, C. A. Bachmaier, and M. T. Kiendl, Structure of the subsolar magnetopause on November 1,1978, 1510-1530 UT: An effect of reconnection? J. Geophys. Res., 100, No A10, 19239-19244, 1995.

238. Reiff, P. H., Sunward convection in both polar caps, J. Geophys. Res., 87, No A8, 5976-5980, 1982.

239. Reiff, P. H., R. W. Spiro, and T.W. Hill, Dependence of polar cap potential drop on interplanetary parameters, J. Geophys. Res., 86, No A9, 7639-7648, 1981.

240. Richardson, J. D., S. S. Stahara, G. L. Siscoe, J. R. Spreiter, and A. Szabo, The magnetosheath of Neptune: Models and observations, J. Geophys. Res., 89, No A8, 14789-14797, 1994.

241. Roboz, A., and A. F. Nagy, The energetics of Titan's ionosphere, J. Geophys. Res., 99, No A2, 20872093, 1994.

242. Roth, M., The plasmapause as a plasma sheath: a minimum thickness, J. Atmos. Terr. Phys., 38, 1065-1070, 1976.

243. Roth, M. A., Structure of tangential discontinuities at the magnetopause: The nose of the magnetopause, J. Atmos. Terr. Phys., 40, 323-329, 1978.

244. Roth, M., D. S. Evans, and J. Lemaire, Theoretical structure of a magnetospheric plasma boundary: Application to the formation of discrete auroral arcs, J. Geophys. Res., 98, No A7, 11411-11423, 1993.

245. Russell, С. Т., The configuration of the magnetosphere, in Critical Problems of Magnetospheric Physics, edited by C.R. Dyer, pp. 1-16, Washington, D.C., 1972.

246. Russell, С. Т., The structure of the magnetopause, in Physics of the Magnetopause, Geophys. Monogr. Ser., vol. 90, edited by P. Song, B. U. O. Sonnerup, and M. F. Thomsen, pp. 81-98, AGU,1. Washington, D.C., 1995.

247. Russell, С. Т., The dynamics of planetary magnetospheres, in Conference: Magnetospheres of the Outer Planets. Abstracts, p. 14, August 9-14, Paris, France, 1999.

248. Russell, С. Т., and M. Ginskey, Sudden impulses at low latitudes: transient response, Geophys. Res. Lett., 20, No 11, 1015-1018, 1993.

249. Russell, С. Т., and M. Ginskey, Sudden impulses at subauroral latitudes: Response for northward interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 100, No A12, 23695-23702, 1995.

250. Russell, С. Т., M. Ginskey, S. Petrenec, and G. Le, The effect of solar wind dynamic pressure changes on low and mid-latitude magnetic records, Geophys. Res. Lett., 19, No 12, 1227-1230, 1992.

251. Russell, С. Т., M. Ginskey, and S. Petrenec, Sudden impulses at low-latitude stations: Steady state response for northward interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 99, No Al, 253-261, 1994a.

252. Russell, С. Т., M. Ginskey, and S. Petrenec, Sudden impulses at low latitude stations: Steady state response for southward interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 99, No A7, 13403-13408, 1994b.

253. Russell, С. Т., M. Ginskey, and V. Angelopoulos, Effect of sudden impulses on currents in the auroral ionosphere under northward interplanetary magnetic field conditions: A case study, J. Geophys. Res., 99, No A9, 17617-17622, 1994c.

254. Russell, С. Т., X. W. Zhou, P. J. Chi, H. Kawano, Т. E. Moore, W. K. Peterson, J. B. Cladis, and H.-J. Singer, Sudden compression of the outer magnetosphere associated with an ionospheric mass ejection, Geophys. Res. Lett., 26, No 15, 2343-2346, 1999.

255. Saflekos, N. A., and T. A. Potemra, The orientation of Birkeland current sheets in the dayside polar region and its relationship to the IMF, J. Geophys. Res., 85, No A5, 1987-1994, 1980.

256. Samsonov, A. A., and M. I. Pudovkin, Plasma flow in the magnetosheath depends on magnetopause boundary conditions, International Conference on Problems of Geocosmos, Book of Abstacts, June 29 July 3, St.Petersburg, Russia, 45, 1998.

257. Samsonov, A. A., and M. I. Pudovkin, Application of the bounded anisotropy model for the dayside magnetosheath, J. Geophys. Res., 105, No A6, 12859-12867, 2000.

258. Sands, M. R., and R. L. McNutt, Plasma bulk flow in Jupiter's dayside middle magnetosphere, J. Geophys. Res., 93, 8502, 1988.

259. Sergeev, V. А., Т. I. Pulkkinen, and R. J. Pellinen, Coupled-mode scenario for the magnetosphericdynamics, J. Geophys. Res., 101, No A6, 13047-13065, 1996.

260. Sestero, A., Structure of plasma sheets, The Physics of Fluids, 7, No 1, 44-51, 1964.

261. Sestero, A., Vlasov equation study of plasma motion across magnetic fields, The Physics of Fluids, 9, No 10, 2006-2013, 1966.

262. Siscoe, G. L., G. M. Erickson, B. U. O. Sonnerup, N. C. Maynard, K. D. Sibert, D. R. Weimer, and W. W. White, Global role of 2?ц in magnetopause reconnection: An explicit demonstration, J. Geophys. Res., 106, No A7, 13015-13022, 2001.

263. Siscoe, G. L., N. U. Crooker, K. D. Siebert, Transpolar potential saturation: Roles of region 1 current system and solar wind ram pressure, J. Geophys. Res., 107, No A10, 10.1029/2001JA009176, 2002.

264. Shinohara, I., and S. Kokubun, Statistical properties of particle precipitation in the polar cap during intervals of northward interplanetary magnetic field, J. Geophys. Res., 101, No Al, 69-82, 1996.

265. Slavin, J. A., E. J. Smith, D. G. Sibeck et al., An ISEE 3 study of average and substorm conditions in the distant magnetotail, magnetopause for northward IMF: ISEE observations, J. Geophys. Res., 90, No All, 10875-10895, 1985.

266. Smith, E. J., and K-P. Wenzel, Introduction to the Ulysses encounter with Jupiter, J. Geophys. Res., 98, No A12, 21111-21127, 1993.

267. Smith, E. J., L. Davis, Jr., D. E. Jones, P. J. Coleman, Jr., D. S. Colburn, P. Dyal, C. P. Sonett, Jupiter's magnetic field, magnetosphere, and interaction with the solar wind: Pioneer 11, Science, 188, 451-454, 1975.

268. Song, P., R. C. Elphic, С. T. Russell, J. T. Gosling, and C. A. Cattell, Structure and properties of the subsolar magnetopause for northward IMF: ISEE observations, J. Geophys. Res., 95, No A5, 6375-6387, 1990.

269. Song, P., G. Le, and C. Russell, Observational differences between flux transfer events and surface waves at the magnetopause, J. Geophys. Res., 99, No A2, 2309-2320, 1994.

270. Sonnerup, B. U. O., and Cahill, Jr., Magnetopause structure and alttitude from Explorer 12 observations, J. Geophys. Res., 72, No Al, 171-183, 1967.

271. Sonnerup, B. U. O., G. Paschmann, I. Papamastorakis, G. Haerendel, S. J. Bame, J. R. Asbridge, J. T. Gosling, and С. T. Russell, Evidence for magnetic field reconnection at the Earth's magnetopause, J. Geophys. Res., 86, No 12, 10049-10067, 1981.

272. Southwood D. J., and M. G. Kivelson, A new perspective concerning the influence of the solar windon the Jovian magnetosphere, J. Geophys. Res., 106, No A4, 6123-6130, 2001.

273. Staines, K., A. Balogh, S. W. H. Cowley, Т. M. Edwards, R. J. Forsith, and R. J. Hynds, Ulysses observations of noncorotational flows in the outer dayside Jovian magnetosphere, Planet. Space Sci., 41, No 11/12, 931-946, 1993.

274. Stern, D. P., A study of the electric field in an open magnetospheric model, J. Geophys. Res., 78, No 31, 7292-7305, 1973.

275. Stern, D. P., 1.1. Alexeev, Where do field lines go in the quiet magnetosphere? Reviews of Geophysics, 26, No 4, 782-791, 1988.

276. Strangeway, R. J., С. T. Russell, C. W. Carlson, J. P. McFerron, R. E. Ergun, M. Temerin, D. M. Klumpar, W. K. Peterson, and Т. E. Moore, Cusp field-aligned currents and ion outflows, J. Geophys. Res., 105, No A9, 21129-21142, 2000.

277. Svalgaaxd, L., Polar cap magnetic variations and their relationship with the interplanetary magnetic sector structure, J. Geophys. Res., 78, No 13, 2064-2078, 1973.

278. Toffoletto, F. R., T. W. Hill, A nonsingular model of the open magnetosphere, J. Geophys. Res., 98, No A3, 1339-1344, 1993.

279. Troshichev, O. A., Mesoscale structures in auroral phenomena, in Auroral Physics, ed. by C.-I.Meng, M. J. Rycroft, L. A. Frank, Cambridge UP, 335-349, 1991.

280. Tsyganenko, N. A., Global quantitative models of the geomagnetic field in the cislunar magnetosphere for different disturbance levels, Planet. Space Sci., 35, No 11, 1347-1358, 1987.

281. Tsyganenko, N. A., Modeling the Earth's magnetospheric magnetic field confined within a realistic magnetopause, J. Geophys. Res., 100, No A4, 5599-5612, 1995.

282. Tsyganenko, N. A., A model of the near magnetosphere with a dawn-dusk asymmetry. 1. Mathematical structure, J. Geophys. Res., 107, No A8, 10.1029/2001JA000219, 2002.

283. Van Allen, J. A., D. N. Baker, B. A. Randall, and D. D. Sentman, The magnetosphere of Jupiter as observed with Pioneer 10: 1. Instrument and principal findings, J. Geophys. Res., 79, No 25, 3559-3577, 1974.

284. Van Allen, J. A., and J. Adnan, Observed currents on the Earth's high-latitude magnetopause, J. Geophys. Res., 97, No A5, 6381-6395, 1992.

285. Wang, X. C., and A. Bhattacharjee, A three-dimensional reconnection model of the magnetosphere: Geometry and kinematics, J. Geophys. Res., 101, No A2, 2641-2653, 1996.

286. Whipple, E. C., J. R. Hill, and J. D. Nichols, Magnetopause structure and the question of particle accessibility, J. Geophys. Res., 89, No A3, 1508-1516, 1984.

287. Willis, D. M., The electrostatic field at the magnetopause, Planet Space Sci., 18, 749-769, 1970.

288. Willis, D. M., Structure of the magnetopause, Reviews of Geophys. and Space Physics., 9, No 4,