Закономерности роста и распада кольцевого тока в магнитосфере Земли тема автореферата и диссертации по физике, 01.04.12 ВАК РФ

Введение.

Глава I. Кольцевой ток в магнитосфере и оценка основных механизмов его распада.

§ 1.1. Кольцевой ток в теоретических и экспериментальных исследованиях.

§ 1.2. Время жизни частиц кольцевого тока, обусловленное кулонов ским рассеянием.

§ 1.3. Зарядно-обменный механизм распада кольцевого тока.

§ 1.4. Вклад других возможных механизмов потерь в распад кольцевого тока.

Кольцевой ток, существующий в магнитосфере на расстоянии нескольких земных радиусов, является главной причиной понижения горизонтальной составляющей геомагнитного поля в низких и средних широтах. Измерения частиц на спутниках убедительно продемонстрировали, что основными носителями кольцевого тока являются ионы с энергиями от I кэВ до I мэВ. К настоящее времени известен ряд механизмов образования и распада кольцевого тока; хорошо изучена морфология Бэ-Ь -вариаций, основной вклад в которую вносит кольцевой ток. Моделирование поля кольцевого тока на основе данных о межпланетной среде позволяет проводить диагностику и прогноз Б -вариаций. Однако, в количественном отношении, прогноз и диагностика все еще остаются несовершенными и имеет место существенное отклонение рассчитанных значений от наблюдаемых. Эти отклонения могут быть обусловлены рядом причин. Одной из них является существующее разногласие в определении характерного времени распада кольцевого тока 'С . Поскольку до сих пор еще недостаточно исследован ионный состав кольцевого тока в основном энергетическом диапазоне 20 ^Е^ 600 кэВ, определенные выводы относительно характерного времени распада кольцевого тока можно получить только по наземным данным. Другой важной характеристикой кольцевого тока, необходимой при диагностике и прогнозе, является скорость его роста. Для определения этой величины необходимо из известных механизмов передачи энергии солнечного ветра в кольцевой ток выделить наиболее эффективный. Использование для решения этой задачи метода корреляционного анализа позволяет не только выделить механизм энерговвода, но и получить количественные данные о скорости поступления энергии в кольцевой ток. Остаются мало изученными вопросы о спокойных токах магнитопаузы и спокойном кольцевом токе, об их вкладе в -вариацию, что существенно влияет на точность диагностики и прогноза.

Таким образом, задачи диагностики и прогноза П з-Ь -вариаций делают актуальной тему диссертационной работы. Кроме того, вопрос о времени распада кольцевого тока приобретает особый интерес, так как позволяет проводить прогностическое моделирование ионного состава кольцевого тока в основном энергетическом диапазоне, который до сих пор еще мало исследован бортовыми инструментами.

В первой главе дается обзор результатов изучения кольцевого тока по наблюдениям спутников, обсуждается современное состояние проблемы изучения ионного состава кольцевого тока, анализируются возможные механизмы его распада.

В § 1.1 даны общие представления о кольцевом токе и рассмотрены экспериментальные наблюдения его носителей. Отмечается, что важным достижением последних лет стало открытие сложного ионного состава кольцевого тока. Так, на спутниках были экспериментально зарегистрированы низкоэнергичные (менее 20 кэВ) и высокоэнергичные (более 600 кэВ) ионы Н+, Не+, Не**, 0+ кольцевого тока. В настоящее время главной задачей изучения кольцевого тока является экспериментальное исследование состава его ионов в энергетическом диапазоне 20:6 Е 600 кэВ, которые являются основными носителями кольцевого тока. Информацию об ионном составе этого энергетического диапазона можно получить из сравнения времени распада кольцевого тока, полученного по наземным данным, с теоретически рассчитанными временами жизни.

Известен ряд механизмов распада кольцевого тока, которые позволяют теоретически рассчитать время его жизни. Вопрос состоит в выборе механизма, удовлетворительно объясняющего наблюдаемое время I* . Поэтому в §§ 1.2-1.4 дается обзор результатов теоретического изучения механизмов потерь энергии кольцевого тока и делается вывод, что обмен зарядами между ионами кольцевого тока и атомами нейтрального водорода является основным механизмом потерь энергии. Главным аргументом в пользу этого утверждения является то, что кулоновское рассеяние и развитие неустойчи-востей частиц приводит к потоку частиц в конус потерь. Эти частицы переносят лишь ничтожную часть энергии кольцевого тока (неболее Ъ%) в ионосферу. В связи с этим подробно рассмотрен заря-до-обменный механизм распада применительно к другим ионам, кроме протонов, и приведены модели водородной геокороны и сечения зарядо-обменных процессов, которые понадобятся в § 3.4 при модельных расчетах времени жизни ионов кольцевого тока.

Таким образом, в первой главе обосновывается важность изучения времени распада кольцевого тока и делается вывод, что основным механизмом потерь в энергии кольцевого тока является зарядо-обмен.

Исследование спокойного кольцевого тока и спокойных токов магнитопаузы составляет основное содержание второй главы.

В § 2.1 приводится обзор работ по определению магнитного эффекта спокойного кольцевого тока и спокойных токов магнитопаузы. Показано, что одним из надежных методов определения спокойного кольцевого тока является его вычисление по непосредственным измерениям частиц в спокойные периоды. Измерения на спутнике "Молния-1" в 1974 г. позволили вычислить (§ 2.2) магнитный эффект спокойного кольцевого тока на поверхности Земли, который оказался равным -10 нТл. Этот результат хорошо согласуется с выводами, полученными по наблюдениям на спутниках "Эксплорер-12" и "Эксплорер-45и. С целью учета вклада спокойных токов магнитопаузы ВСРф в -вариацию в § 2.3 изучаются среднегодовые значения параметров солнечного ветра по спокойным дням года. По материалам каталога Кинга с 1963 по 1980 гг. показано, что концентрация частиц солнечного ветра существенно меняется в цикле солнечной активности. Она максимальна в годы минимума ( П~Ю см"3) и минимальна в годы максимума солнечной активности (П ~ 3о

-4 см ). Скорость спокойного солнечного ветра испытывает незначительные циклические изменения и составляет 300-400 мк/сек. Таким образом, зная среднегодовые значения скорости и концентрации солнечного ветра, по формуле Мида можно найти поле спокойных токов магнитопаузы в цикле солнечной активности. Среднегодовые значения ОСГ^, рассчитанные по величине давления солнечного ветра в спокойные дни при 6 = 0.16 нТ/1 ( б V • см""3)""^, испытывают циклическую вариацию, амплитуда которых в рассматриваемый период составляет ~ б нТл.

В третьей главе определяется характерное время распада кольцевого тока в фазу восстановления бури, устанавливается его связь с величиной поля кольцевого тока, дается теоретическая интерпретация этой связи.

В § 3.1 изложена методика определения X . Используя условие равновесия процессов энергизации и распада спокойного кольцевого тока, показано, что вариации поля кольцевого тока во время бури описывается уравнением: с(РД-п ^ по г-0™0*

Характерное время распада 013 -тока определяется из этого уравнения при условии, что скорость поступления энергии в кольцевой ток 0=0. Величина Б Р определяется по Б -индексу и ВСР -вариациям:

Г> К = " ЬС Р +БС

Определение Т в §§ 3.2-3.3 проводилось по и

-вариациям. вариация бури вычислялась по Бэ!: -индексу и и параметрам межпланетной среды согласно приведенным выше формулам. Для определения Т использовались изолированные магнитные бури, развитие которых происходило на относительно спокойном фоне. На фазе восстановления таких бурь были выбраны интервалы длительностью 3-8 часов, когда В2 (ММП) >0 и т.е. дополнительным притоком энергии в кольцевой ток можно было пренебречь ( <Ь - изменчивость межпланетного магнитного поля). Полученные величины V для каждой бури сопоставлялись со значениями поля Г) Р} -тока в минимуме главной фазы бури. Выявлена линейная зависимость Т с ростом интенсивности кольцевого тока. Аналогичная зависимость была получена и непосредственно по Б-вариациям бурь разной интенсивности. Следует отметить, что этот результат противоречит выводам ранних работ об уменьшении Т с ростом 13 13 и работам, в которых принято Т-СОП5"Ь.

В § 3.4 были сопоставлены современные представления о сложном ионном составе кольцевого тока с зарядо-обменным механизмом его распада. С этой целью подробно рассмотрены времена жизни ионов Т^ кольцевого тока для следующих зарядо-обменных процессов: ( зе - энергичные частицы)

Н+)* +Н-(Н)* + Н+ (Не^+Г+Н -(Не+Г + Н+ (Не*)* + Н -(НеГ + Н+ (0+)* +Н )* + Н+ При расчетах Ть использовались экспериментальные значения сечений и современные численные модели водородной геокороны, основанные на наблюдениях спутников 0Г0-4, ОГО-б. В этих моделях учитывается вариация плотности нейтрального водорода в зависимости от цикла солнечной активности. Поскольку времена жизни ионов разных энергий существенно различаются друг от друга, расчеты были проведены для основного энергетического диапазона энергий ионов кольцевого тока от I до 300 кэВ.

Сопоставление расчетных Т^ с наблюдаемым Т распада кольцевого тока показывает, что Т^ = 4+15 час, соответствующие времени распада слабого и умеренного -тока характерны для ионов Н+ с энергией 2+30 кэВ и ионов Не"14" с энергией 10+100 кэВ. Большие значения = 15+30 час на малых (сильные О Я -токи) соответствуют ионам водорода с энергией 50+100 кэВ, ионам гелия с энергией 30+300 кэВ и низкоэнергичным (2+10 кэВ) ионам кислорода.

Имеющихся сведений об ионном составе на Ь -оболочках, характерных для И Я -тока, еще явно не достаточно. Поэтому экспериментальные Т в совокупности с рассчитанными значениями Т[ позволяют предположить, что увеличение % -распада ВР1 -тока с ростом интенсивности бури можно объяснить вариациями ионного состава при изменении величины (и, соответственно, положения) кольцевого тока и (или) увеличением доли энергичных протонов на малых .

В четвертой главе диссертации изучаются возможные механизмы формирования кольцевого тока, определяется скорость поступления энергии в кольцевой ток и, на основе полученных выводов второй и третьей глав, проводится диагностика -вариаций по параметрам солнечного ветра.

§ 4.1 данной главы посвящен выбору эффективного механизма формирования кольцевого тока. Методом корреляционного анализа исследовались следующие функции, составленные из параметров солнечного вет^а и описывающие энергизацию кольцевого тока: энергетическая функция связи Акасофу; В'\/\ЛЭШ2^- величина, пропорциональная У-компоненте электрического поля в модели с пересоединением; В^^ЬП / П - величина, пропорциональная разности потенциалов, создаваемой полем пересоединения поперек полярной шапки; В 31V - азимутальная компонента электрического поля солнечного ветра; - азимутальная компонента электрического поля солнечного ветра с учетом извенчивости модуля ММП; 1Ву I- V - часть У-компоненты электрического поля солнечного ветра, связанного с процессами пересоединения на магнитопаузе. Указанные функции сопоставлялись со значениями поля И К -тока в моменты минимумов главных фаз 88 магнитных бурь. Результаты корреляционного анализа показали, что азимутальная компонента электрического поля солнечного ветра наилучшим образом описывает энергизацию кольцевого тока. Следовательно, приток энергии в кольцевой ток осуществляется под действием У-ком-поненты электрического поля солнечного ветра, непосредственно проникающего в магнитосферу помимо процессов пересоединения.

Определив механизм энергизации кольцевого тока, можно вычислить поступление энергии в него. С этой целью на фазе развития "ОЙ -тока были отобраны 44 двухчасовых интервала, в течение которых вариации поля Г) С Р не превышали 5 нТл. Для установления количественной связи между скоростью поступления энергии в кольцевой ток и механизмом его энергизации, на выбранных интервалах рассчитывалась величина 0 и сопоставлялась с функциями инжек-ции, соответствующими Е у -компоненте электрического поля солнечного ветра, а именно: V-В3; N/(6-В^)', V (0.5<£>-В^); \/(0.5<Ь-В2). Из указанных функций лучшей оказалась У(0.5<2?~В), вычисленная со сдвигом на I час раньше относительно Ц

В § 4.1 определялось характерное время распада кольцевого тока в главную фазу бури. Оказалось, что оно не зависит от величины "ПР -тока в максимуме главной фазы бури и в среднем равно ^4 часам.

§ 4.2 посвящен практическому приложению результатов работы. Описана модель, позволяющая вычислить значения -индекса, исходя из знания условий в межпланетной среде. Расчет поля ЪЯ-токов согласно этой модели проводился по формуле:

Г?0,если Ы^1 гдеТ = / °

Т^йб+къ^, если к^0.01чос'НТл ,

43 (0.5<Ь- В Е V)-У5нТл /час. Ключевыми элементами этой модели являются: скорость поступления энергии в кольцевой ток, определенная как функция электрического поля солнечного ветра Еу , характерное время распада кольцевого тока в главную и восстановительную фазу бури, токи магнитола-узы возмущенного и спокойного дня. Исходя из количественных закономерностей скорости роста и распада кольцевого тока, полученных в предыдущих параграфах и главах 2-3, на основе модельных представлений рассчитаны среднечасовые значения Г)^ -индексов бурь разной интенсивности. Сопоставление модельных расчетов со среднечасовыми значениями -индекса показывает, что использование количественных соотношений, полученных в диссертации, дает возможность проводить диагностику -вариаций.

Основные результаты этой главы состоят в следующем:

1. Показано, что наиболее надежной методикой определения величины спокойного кольцевого тока является непосредственное вычисление магнитного эффекта частиц спокойного кольцевого тока.

2. Эффект спокойного кольцевого тока вычисляется по данным измерений частиц в спокойные периоды на спутнике "Молния I". Показано, что величина спокойного кольцевого тока по измерениям 1974 г. равняется -10 нТл. Этот результат хорошо согласуется с выводами, полученными по наблюдениям спокойного кольцевого тока на спутниках "Эксплорер 12" и "Эксплорер 45".

3. С целью учета вклада спокойных токов магнитопаузы в О -вариацию изучаются 1)СР -токи спокойного дня, их циклическая изменчивость по данным параметров солнечного ветра с 1963 по 1980 г. Показано, что концентрация частиц солнечного ветра имеет явную зависимость в цикле солнечной активности. Она максимао льна в годы минимума ( П ~10 см ) и минимальна в годы максио мума солнечной активности ( 3-4 см ). Скорость солнечного ветра испытывает незначительные циклические изменения. Таким образом, зная среднегодовые значения скорости и концентрации солнечного ветра, по формуле Мида находятся величины спокойных токов магнитопаузы в цикле солнечной активности. Выявлена циклическая вариация спокойных токов магнитопаузы, амплитуда которых не превышает —10 нТл.

- 63 -Глава Ш

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ХАРАКТЕРНОГО ВРЕМЕНИ РАСПАДА КОЛЬЦЕВОГО ТОКА

§ 3.1. Методика определения характерного времени распада кольцевого тока

Важным параметром, необходимым при диагностике и прогнозе Т)3-£.-вариаций, является характерное время распада кольцевого тока Т . В литературе имеется ряд работ, посвященных экспериментальному определению этого параметра. Мы не будем останавливаться на анализе работ, авторы которых определяли время распада кольцевого тока на основании данных Н-компонент одной обсерватории, поскольку они заведомо приводили к ошибочным результатам вследствие того, что не исключалась асимметрия поля кольцевого тока и ионосферные эффекты. Не будем также касаться работ., где Т рассчитывалось из теоретических представлений. Рассмотрим те работы, где определялись скорость распада кольцевого тока и характерное время его распада по материалам В^ -вариаций.

Разделение эффекта кольцевого тока и токов магнитопаузы в -индексе (формула (1.17)), стало возможным лишь с появлением измерений скорости и концентрации частиц в межпланетной среде. В ранних же работах определение Т проводилось непосредственно по материалам D -индекса. При этом полагалось, что -индекс отражает, в основном, изменение поля кольцевого тока, а характер восстановления этого поля описывали экспоненциальной зависимостью: сз.1) где В - величина поля кольцевого тока в момент минимума депрессии, Т - характерное время распада кольцевого тока, Ь - время, отсчитываемое от момента начала восстановления поля.

Однако, в фазе восстановления бури часто происходит дополнительный приток энергии в кольцевой ток, что может значительно изменить характер восстановления поля и повлиять на точность определения X . Поэтому было важно установить независимые от £>з£-вариации критерии, которые могли бы характеризовать поступление энергии в кольцевой ток. В работах [107-108] было показано, что таким критерием могут являться £) Р -возмущения.

Дэвис и Партасарати [107] при определении скорости распада кольцевого тока в качестве критерия отсутствия новых поступлений частиц в него использовали трехчасовые интервалы Е>5-Ь -индекса на фазах восстановления магнитных бурь, когда АЕ индекс был низок. На рис. 15 представлена полученная ими зависимость скорости распада кольцевого тока от его интенсивности по материалам за 1958 год. Исходя из этого графика, авторы заключили, что скорость распада во время слабых бурь ("03-^-50 нТл) постоянна, а во время сильных бурь <-50 нТл) скорость роста растет с ростом . Следовательно, из результатов исследования скорости распада кольцевого тока [107] можно заключить, что характерное время распада кольцевого тока равно некоторой константе для ^ -50 нТл (сильные бури) и растет для слабых бурь В5р-50нТл.

В работе Зайцевой и Алексеевой [118] проводилось непосредственное определение % из формулы (3.1) по -вариациям за 1958-1967 гг. Из рис. 16, взятого из этой работы, видно, что явно прослеживается тенденция к уменьшению X с ростом интенсивности бури. В отличие от работы [107] , Зайцева и Алексеева учитывали вклад спокойного кольцевого тока в 12)-вариацию.

В работах Шевнина [П6, 117] постоянная распада Т определялась методом нижней огибающей относительных значений 01 гоfe У

Е-ч X cî cojera d tí l£¡\ CL

J3 Й o ex ^ a

3 o

- - 'S

- 1.

-ICO i , ii—i-1— j — i— i. —

I}Í¿,hTA

Рис. 15

VJ to * » Is • g * î

0 50

00 Q

SO 1 bJVy > I -Lf\ о о в

Рис. 15 ризонтальной составляющей И (индекса и У ДРУГИХ авторов, принималось, что распад кольцевого тока идет экспонен

Т" циально, т.е. Н = Н0£ . Тогда для двух соседних среднеча

- Йксовых значений поля Н~Н; ,1 т » где =1 час. Полагая шеем •

На фазе восстановления магнитной бури значения О^Уу 1 В [Пб] вычислялись минимальные значения для ряда магнитных бурь в годы высокой (1957-1958 гг.) и низкой (1963-1964 гг.) магнитной активности. По ним строились графики зависимости а от ЗЭз-Ь (рис* на которых проводилась нижняя огибающая. Эта огибающая близка к экспоненциальной кривой, поэтому ее можно опи-функцией 0 = При этом значение к подбиралось сать таким, чтобы лучше соответствовать экспериментальным точкам.

-АЬ/Т

Сравнивая уравнения (в котором можно опустить индекс I ) и » получаем: ^ = Д^'/да:.

Постоянная к » согласно [116, 117], мало отличается для лет высокой и низкой магнитной активности и равна 50 нТл и 40 нТл соответственно. Из последнего уравнения следует линейная зависимость постоянной распада кольцевого тока от индекса . Например, с увеличением от 50 до 300 нТл 1Г растет от I до 6 час.

Недостатком работ [П6, 117] является то, что в них не учитывались параметры солнечного ветра (так как не было соответствующих данных), контролирующие дополнительную инжекцию частиц в область кольцевого тока. Кроме того, на нижние значения О^ могли повлиять нерегулярные вариации поля, которые не полностью исключаются из индексов . Таким образом, значения Щ , по-видимому, занижены, а соответственно, значения к завышены. Однако, общая тенденция роста Т с увеличением Ц^! в [116, 117] была уловлена правильно.

Появление данных по скорости и концентрации солнечного вет

Рис. 17 ра позволило разделить эффекты Б Я и В С Г -полей в Вз^ -вариации. Кроме того, во многих исследованиях (например, в [П9] было показано, что инжекции в кольцевой ток происходят при южном направлении межпланетного магнитного поля (Ьг ^ 0 ), а направленная к северу ММП (Вг ? О ) служит критерием отсутствия инже-кций. Эти факты позволили Бертону и др. [90] более полно исследовать вопросы, связанные с ростом и распадом кольцевого тока. Поскольку работа Бертона и др. [90] представляет методический интерес, остановимся подробнее на ее результатах.

Для разделения эффекта кольцевого тока и токов магнитопаузы в -индексе в [90] используется формула:

2)

Эта формула была получена из (1.7) при следующих обозначениях: с/ с/

Dst ~ Нгс ~ кольцевой ток бури, ~Нтр- ток магнитопау

О ' Г) Г) зы, создаваемый давлением солнечного ветра,С = - суммарный эффект спокойного кольцевого тока и спокойных токов магнитопаузы.

Коэффициент 6 в [90] определялся экспериментально из соотношения ДВд^Длр/^ é в следующие даты: 15.02.1967 г., 23.02. 1967 г., 15.02.1968 г. Он оказался равным (0.2±0.1) нТлСэВ-см"3)?1^ Постоянная С определялась в конце восстановительной фазы бури при условиях Р-const и Р(Е)=0 (Р(Е) - скорость поступления энергии в кольцевой ток). Авторы [90] полагали, что интенсивность кольцевого токаТ^-^Г^-ЬР +С в этих случаях должна стремиться к нулю, тогда как на самом деле (формулы (2.3), (3.4)) Dsto стремится к величине D ^ -тока в спокойный период. Поэтому С = 20 нТл по [90] есть величина т.е. представляет поле D CP в спокойный период.

Рассчитав по формуле (3.2) величину Ds-¿. при С = 20 нТл, в [90] определена скорость распада кольцевого тока на часовых интервалах фазы восстановления бури с Ь^У 0* На рис, 18 представлена зависимость скорости распада кольцевого тока от величины 03£ • Тангенс угла наклона центральной линии на рис. 18 равен 0,13, что соответствует Т =7.7 час,

Фельдштейн и др. в [13б] приводят значения Т = 8,2 час при нТл и Т = 5^8 час, при -120 -55 нТл, определённое для бури 23.02.1967 г.

Таким образом, экспериментальные определения характерного времени распада кольцевого тока явно противоречат друг другу. Эти разногласия, по-видимому, объясняются тем, что в работах [90,118, 13б] при определении Т авторы учитывали вклад спокойного кольцевого тока в - вариацию, тогда, как будет показано, ниже, этот вклад не должен учитываться. Наши разногласия с результатами [1361 обусловлены, по- видимому, тем, что в [136] полагалось, что Т не зависит от фазы бури, а как будет показано в §3.3 и в §4.1 Т существенно различается в главную и восстановительную фазы бури. Возможной причиной разногласий [90,118,136] является использование различных критериев в качестве меры инжекции в кольцевой ток.

Поскольку вопрос о том, каким образом характерное время распада кольцевого тока зависит от его интенсивности, остается открытым, мы в [ИЗ] более подробно рассмотрели методику определения I

Поле кольцевого тока 2Э К » образовавшегося во время бури, можно определить из формулы (2-2) следующим образом:

Эй^-БР^О^-ПСР^РСГ^ (3-3)

Поскольку спокойный кольцевой ток существует как в возмущённые, так и в спокойные дни, можно полагать, что процессы генерации и распада спокойного кольцевого тока уравновешивают друг друга и I)Rq^consi . Принимая во внимание, что в возмущенный день поле DR^DR+DR^ , для D R из (3.3) получаем следующее выражение (с учетом токов, индуцированных в Земле):

DCF1, (3.4) где AbCF=VCFc¡-VCrq/

Как видно из (3.4) при определении £)£ спокойный кольцевой ток не должен учитываться.

Покажем, что нет необходимости учитывать спокойный кольцевой ток и при определении характерного времени распада кольцевого тока "V , образующегося во время возмущения. Вариации поля кольцевого тока DRj в ходе бури описываются следующим выражением [ИЗ] ,

•DR^Od-^DRe,, (3.5) где Q^ - скорость поступления энергии в кольцевой ток, Т характерное время его распада. Учитывая, что Q^ = Q , ,=BR+L>R п (значками "с/" и "q/ отмечены соответствующие

CJ y величины в возьлущенные и спокойные периоды), распишем (3.5) в виде:

DR + DR^rQ+Qq-ibR-^t)/^. (3.6)

В спокойных условиях приток энергии в кольцевой ток уравновешивается скоростью его распада Q^f &R^ и » тогда для поля кольцевого тока, образовавшегося во время бури, получаем:

3.7)

Заметим, что при анализе формулы (3.6) мы не делаем никаких априорных предположений о соотношении между характерными временами распада спокойного и возмущенного кольцевого тока, поскольку это не имеет принципиального значения при получении формулы (3.7). Основным моментом здесь является условие равновесия процессов энергизации и распада спокойного кольцевого тока. По-видимому, можно предполагать, что эти времена существенно различаются. Как показывают спутниковые измерения [92, 98] , в спокойный кольцевой ток вносят вклад частицы более высоких энергий, чем в кольцевой ток, образующийся во время магнитных бурь. Следовательно, и времена жизни этих частиц будут различаться. Однако, следует иметь ввиду, что время жизни этих токов также обусловлено их ионным составом. Поэтому, конкретные выводы о времени жизни спокойного кольцевого тока можно будет сделать после исследования его ионного состава.

Таким образом, из формулы (3.4) по £) д^ -вариациям и параметрам солнечного ветра (скорости и концентрации) мы можем вычислить эффект возмущенного кольцевого тока.

Учет вклада спокойных токов магнитопаузы в £>з-Ь -вариацию (Г)Ср^) можно проводить по результатам, приведенным по П главе диссертации. На рис. 19 показаны среднегодовые значения ХЭСГ^ с 1963 по 1980 гг., рассчитанные по величине давления солнечного ветра в спокойные дни по формуле Мида-Берда (2.5) при Ь =0.16 нТл (эВ*см"^)~^. Константа " Ь " принята нами равной некоторой средней величине из значений, полученных в [б9, 90, 101, 102, 105] .

Определив таким образом величину Г) С и зная параметры солнечного ветра в возмущенный день, вычислим величину ДБСР в формуле (3.4):

ДБСР = 6(ЛР)'/2 (3.8)

Характерное время распада кольцевого тока можно определить из уравнения (3.7), если известна величина . Выбирая участ

Рис.19 ки на фазе восстановления -тока, когда ф = 0, из (3.7) имеем: т.е. формулу, аналогичную (3.1), но здесь исключен вклад токов магнитопаузы в Б э-Ь -вариацию.

В качестве критерия выбора участка на фазе восстановления О -тока, когда дополнительным притоком энергии в кольцевой ток можно пренебречь (5 = 0), мы будем использовать как и в [90 ] интервалы с В?7 0.

§ 3.2. Определение характерного времени распада кольцевого тока по -вариациям

Для согласования наших результатов с выводами более ранних работ [107, Пд] о временах распада кольцевого тока в [120-122] проведено определение 'С по Г)^ -вариациям без учета вклада Т)С Р1 -токов и спокойного кольцевого тока.

Для ряда магнитных бурь на стадии фазы восстановления вполне отчетливо прослеживается экспоненциальный спад -индекса. Из 740 магнитных бурь с 1957 г. по 1976 г. по графикам Т)^ -индекса удалось отобрать лишь 43 магнитные бури с экспоненциальным характером восстановления -поля. Незначительный процент, который составляют эти бури, объясняется тем, что распад кольцевого тока осложняется дополнительными инжекциями. В качестве критерия отсутствия значительной инжекции частиц в кольцевой ток на фазе восстановления бури использовался АЕ-индекс, а при наличии данных и -составляющая МЫЛ. Для доказательства экспоненциально-сти распада на участках фазы восстановления бурь с малыми значениями АЕ-индекс а (100+300 нТл) или, если имелись данные, с ЦЬ-УО, вычислялся 1п ^^^ ° . На рис. 20 приведены вариации Рэ-Ь ~ поля для бури 13.09.57 г., здесь же приводится график АЕ-индек-са и

• Характерное время распада вычислялось на И участке фазы восстановления бури 13-14 сентября 1957 г. с 15 1 I

ЦТ по 3 ЦТ » и оказалось равным И часам. Аналогичные графики приведены на рис. 21 для бури 13.ОХ.1967 г., но поскольку в эту дату имелись измерения межпланетного магнитного поля, для выбора интервала "чистого" распада кольцевого тока использовалась

-компонента ММП. В нижней части рис. 21 приводится 1п для интервала II - 22 Ы Т , в котором Ь^^О , ¿? < Е>2 (¿7 -изменчивость модуля Е> ММП). Вычисленное Т на этом интервале оказалось равным 12 часам.

Вычисления Т для всех бурь проводились по формуле (3.1). Причем предварительно строилась зависимость ¿П от времени ит в фазу восстановления бури, для того, чтобы доказать экспоненциальный характер распада кольцевого тока на выбранном участке.

Результаты определения Т для очень больших (ОБ), больших (Б), умеренных (У), малых (М) магнитных бурь и возмущений (В) приведены в таблице 5. Здесь же даны экстремальные значения^ в минюфгме главной фазы бури и указаны фазы цикла солнечной активности. Из таблицы 5 следует, что Т меняется в пределах от 6 до 17 часов.

На рис. 22 представлены значения Т в зависимости от экстремальных значений в минимумах главных фаз бурь. При этом для значений Т , полученных в различные годы 11-летнего цикла солнечной активности, использованы следующие обозначения: + - минимум активности, 0 - фаза роста, я - максимум и Л - спад солнечной активности. Результат сопоставления Т и Бй^ можно представить следующим уравнением регрессии:

400 IDgt

300

7.93 час (ЗЛО)

Сравнительно большой разброс точек относительно прямой регрессии на рис. 22 (коэффициент корреляции Г =0.47) может быть обусловлен как методическими трудностями (отсутствие параметров солнечного ветра) выделения длительных интервалов чистого распада магнитосферного кольцевого тока, так и различными значениями для лет максимума и минимума солнечной активности. По данным рис. 22 значения Т для лет минимума- и роста солнечной активности, действительно, в основном, находятся ниже прямой регрессии, однако, окончательные выводы относительно циклической вариации Т по этим данным могут оказаться ошибочными, поскольку здесь не исключался вклад ИСР -токов в Dst -вариацию.

Кроме того, как видно из уравнения (ЗЛО), наблюдается тенденция увеличения времени распада кольцевого тока в среднем от б часов для малых бурь и возмущений до 17 часов для больших бурь.

Представляет интерес сравнить характерное время распада кольцевого тока, полученное в разных циклах солнечной активности. С этой целью нами в [122] рассчитаны Т)з-{; -индексы магнитных бурь за 1947-1957 гг.

Выбор магнитных бурь для обработки проводился по списку бурь, приведенному в работе [125] . Далее, для 120 магнитных бурь были построены среднечасовые значения разности Н-компоненты возмущенного дня И с( и усредненной Н-компоненты пяти спокойных дней месяца Нф для обсерватории Душети. Обсерватория Душе-ти использовалась как опорная, поскольку она имела непрерывный ряд данных за исследуемые годы. По графикам Н^- Н^ было выбрано 28 магнитных бурь с преобладающим процессом распада, для которых вычислялся X) -индекс.

- 144 -ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Необходимость исследования процессов роста и распада магни-тосферного кольцевого тока диктуется требованиями, которые вытекают из задач прогнозирования и диагностики геомагнитных возмущений на средних и низких широтах. Моделирование поля кольцевого тока на основе данных о межпланетной среде позволяет проводить прогноз и диагностику О -вариаций. Однако, в количественном отношении, прогноз и диагностика все еще остаются несовершенными и имеет место существенное отклонение рассчитанных значений от наблюдаемых. Эти отклонения могут быть обусловлены рядом причин. Одной из них является существующее разногласие в определении характерного времени распада кольцевого тока. Другой важной характеристикой кольцевого тока, необходимой при диагностике и прогнозе, является скорость его роста. Для определения этой величины необходимо из известных механизмов передачи энергии солнечного ветра в кольцевой ток выделить наиболее эффективный. Недостаточно изучены вопросы о спокойных токах магнитопаузы и спокойном кольцевом токе, об их вкладе в -вариацию, что существенно влияет на точность диагностики и прогноза. Таким образом, в диссертации необходимо было решить следующие задачи: разработать методику определения характерного времени распада кольцевого тока по наземным данным и измерениям параметров солнечного ветра на спутниках, выделить эффективный механизм, ответственный за поступление энергии солнечного ветра в кольцевой ток, провести моделирование поля кольцевого тока. В результате исследований получены следующие основные выводы.

I. Выявлена циклическая вариация спокойных токов магнитопаузы; при этом амплитуда вариаций составляет 6+10 нТл за период с 1963-1980 г.г. По данным спутника "Молния I" вычислен магнитный эффект спокойного кольцевого тока на поверхности Земли, равный - 10 нТл.

2. Показано, что характерное время распада кольцевого тока на фазе восстановления увеличивается с ростом интенсивности бури. Проведены теоретические расчеты времени жизни ионов кольцевого тока на основе зарядо-обменного времени его распада, которые позволили объяснить наблюдаемый рост Т в фазу восстановления вариациями ионного состава CD/? -тока при изменении величины и, соответственно положения) кольцевого тока и (или) увеличением доли энергичных протонов на малых Ь -оболочках.

3. Показано, что характерное время распада <Х -тока в главную фазу бури существенно отличается от Т -распада в фазу восстановления бури си слабо зависит от интенсивности кольцевого тока.

4. Показано, что приток энергии в кольцевой ток во время магнитных бурь осуществляется под действием Э -компоненты электрического поля солнечного ветра, непосредственно проникающего в хвост магнитосферы, по-видимому, независимо от процессов пересоединения на дневной магнитопаузе.

5. На основе полученных количественных закономерностей скорости роста и распада кольцевого тока предложен алгоритм расчета среднечасовых значений поля -токов в ходе бури по данным о параметрах солнечного ветра. Проведена диагностика Ъ3ъ -вариаций бурь разных интенсивностей.

В заключение автор приносит свою искреннюю благодарность научному руководителю - доктору физ.-мат. наук, профессору М.И. Пудовкину; кандидату физ-мат. наук, ст.н.с. А.Д. Шевнину, кандидату физ.-мат. наук ст.н.с. С.А. Зайцевой и кандидату физ.-мат. наук A.C. Ковтюх - за активное сотрудничество и помощь в работе, ст.н.с., кандидатам физ.-мат. наук А.И. Лаптухову и В.В. Темному за обсуждение результатов работы и полезные замечания, Л.П. Ман-ченко и И.Р. Ефимовой за помощь в оформлении диссертационной работы.

1. Schmidt А. - Erdmagnetismus, Enzyklopädie der mathematischen" » i

2. Wissenschaften, 1917, v. 1, p, 265,

3. St'ormer C. S. Terr. Magn. v. XXII, IT 1, 3, 1917./ > *3* Parker E.N. Interaction of the solar with the geomagnetic Phys. Fluids, 1958, N 1, IT 3, pp. 171-187.

4. Singer S.F. A new model of magnetic storms and auroral. Transact. Americ. Geophys. Union, 1957, v. 38, pp. 175-190.

5. Chapman S., Ferrero K. New theory of magnetic storms. Terr. Magn. Atmos. Electr., 1931, v. Зб, U 1, pp. 77-97, 1932, v.37, IT 2, pp. 146-156.

6. Alfven H. On the motion of a charged particle in a magnetic field. Ark. Mat. Astr. Fys. 1940, v. 27A, И 22.

7. Parker E.H. Newtonian development of the dynamocal properties of ionized gases of low density. Phys, Rev., 1957, v. 107, N 4, p. 924-933.

8. Dessler A.J., Parker E.N., Hydromagnetic theory of geomagnetic strorms. J. Geophys. Res., 1959, v. 64, N 12, pp. 22392252.

9. Акасофу С.И., Чепмен С. В кн.: Солнечно-земная физика, М.:1. Мир, 1975, часть П.

10. Skopke H.A. A general relation between the energy of trapped particles and the disturbance field near the Earth. -J. Geophys. Res., 1966, v. 71, N 13, pp. 3125-31Ю.

11. Sugiura M. Hourly values eguatorial Dst for IGJ. Ann IGJ, 1964, v. 35, pt. 1, pp. 9-45.

12. Яновский Б.М. Земной магнетизм. Л.: ЛГУ, 1978.

13. Chapman S,, Bartels У. Geomagneticm, Oxford, 1940.

14. Фельдштейн Я.И., Шевнин А.Д. Магнитное поле кольцевого токана поверхности Земли по наблюдениям в период МГГ. Геомагнетизм и аэрономия. 1966, У1 № 4, с. 733-742.

15. Бенькова Н.П. Магнитные бури и системы электрических токов. Л., ГИМИЗ. Труды НИИЗМ, вып. 10 (20), 1953, с. 3-156.

16. Зайцева С.А., Пудовкин М.И., Дряхлов В.В., Дьяченко В.Н. Динамика пояса DR -токов и среднеширотиые красные дуги. -Геомагнетизм и аэрономия, 1971, т. XI, № 5, с. 853-859.

17. Akasofu S.-I# Elektrodynamics of the magnetosphere; geomagnetic storms. Space Sci. Rev. 1966, v. 6, H 1, p. 21.

18. Исаев С.И., Пудовкин М.И. Кн.: Полярные сияния и процессы в магнитосфере Земли. Л., Наука, 1972, с. 244.

19. Долгинов С.Ш., Пушков Н.В. Результаты измерения магнитного поля Земли на космической ракете. Доклады АН СССР, 1959, т. 129, № I, с. 77-80.

20. Долгинов Ш.Ш., Ерошенко Е.Г., Жузгов Л.Н. Исследование магнитосферы Земли в области радиационного пояса (3-6) в феврале-апреле 1964 г. В кн.: Космические исследования, 1965, с. 342356.

21. Dolginov Sh.Sh., Jeroshenko Je.G., Zhuzgov L.TT. survege of the earth*s magnetosphere in the region of the radiation belt (3-6 Rc) from February to April 1964. Space Researtch VI, ed. R.L. Smith-Rose, London, 1966, pp. 790-809.

22. Prank L.A. On the extraterrestrial ring current during geomagnetic storms. J. Geophys. Res. 1967, v. 72, N 15.

23. Smith P.H., Hoffman R.A. Ring gurrent particle distributions during the magnetic storms of december 16-18, 1971, J. Geophys. Res. 1973, v. 78, IT 22, pp. 4731-4738.

24. Kamide Y. Mc. Ilwain C.E. The onset time of magnetosheric substroms determind from ground and synchronous satellite records. J. Geophys. Res. 1974, v. 79, N 31, pp. 4787-4790.

25. Ковтюх A.G. Исследование структуры и динамики кольцевого тока протонов в радиационных поясах Земли. -Москва,1977. 123 с.

26. Shelley E.G., Jonson R.G., and Sharp R.D. Satellite observations of energetic heavy ions during a geomagnetic storm. -J. Geophys. Res. 1972, v. 77, N 31, pp. 6104-6111.

27. Johnson R.G., Sharp R.D., Shelley E.G. Observations of ions of ionospheric origin in the storm ring current. Geophys. Res. Lettets, 1977, v. 4, p. 403-406.

28. Lundin R., Lyons L.B., Pissarenko U. Observations of the ring current compasition et L « 4. Geophys. Res. Lett., 1980,v. 7, p. 425-428.

29. Balsiger H., Ebelhardt P., Geiss J., Joung D.T. lagnetig storm injection of 0.9-16 keV/e Solar and Terrestrial ions into the high-altitude magnetochere. J. Geophys. Res.,1980, v. 85, p. 1645-1647.' *

30. Jonson R.G., Kaye S.M. Magnetocheric plasma composition observations up to 32 keV during geomagnetic storms. EOS

31. Trans., 1980, v. 61, p. 1080-1084.

32. Lundin R., Hultgvist В., Pissarenko N., Zacharov A. Space

33. Sci. Rev. 1982, v. 31, p. 247-251.

34. Дубинин Э.М., Захаров А.В., Писаренко Н.Ф., Лундин Р., Хул-тквист В. Об ионном составе и источниках магнитосферной плазмы в кольцевом токе во время геомагнитных бурь. Геомагнетизм и аэрономия. 1983, т. ХХШ, № 4, с. 612-618.' у » *

35. Peterson W.K., Sharp R.D., Shelly E.G. Energetic ion composi- / ' » *tion of the plasma sheet. EOS. Trans., 1980, v. 61, p. 342.

36. Williams D.J. Ring current composition and sources: an update. Planet Space Scl., v. 29, N 11, 1981, pp. 1195-1203.

37. Tinsley B.A. Evidence that the recovery phase ring current consists of helium ions. J. Geophys. Res., 1976, v. 81, N 34, pp. 6193-6196.

38. Spjeldvik W.U. Equilibrium structure of equatorially mirroring radiation bell protons. J. Geophys. Res., v. 82, N 19, p. 2811-2808.

39. Krimigis S.M., Van Allen J.A. Geomagnetically trapped Alpha particles. J. Geophys. Res., 1967, v. 72, К 23, pp. 57797797.* * ' ' '

40. Krimigis S.M., Verzariv P., Van Allen J.A., Armstrohg T.R., Fritz T.A., Randall B.A. Trapped energetic nuclei Z 3 in the Earth's outer radiation zone. J. Geophys. Res., 1970, v. 75,1. H 22, pp. 4210-4215.

41. Spjeldvic W.N., Fritz T.A. Quit time observations of equatorially trapped megaelectronvolt radiation belt ions with nuclear charge Ъг/Ь. J. Geophys. Res., 1978, v. 83, UA9, PP. 4401-4405.

42. Lyins L.R., Williams D.J. Storm-associated variations of egu-atorielly mirroring current protons, 1-800 keV, at conctant first adiabatic invatiant. J. Geophys. Res., 1976, v. 81,1. N 1, pp. 216-220.

43. Williams D.J. Ring current composition and sourges. Dynamics of the magnetosphere ed. S.-I. Akasofu, Dordrecht. London,1978, pp. 407- 424.

44. Bartels J. Solar influences on geomagnetism. Proc. of National Academy of Sciences Washington, 1957, v. 43, N 1, pp. 75-81.

45. Wentworth R.C., ГЛас Donald N.M., Singer S.F. Lifetimes of trapped radiation belt particles determined by Coulomb scattering. Phys. Fluids, 1959, v. 2, Ж 5, pp. 499-509.

46. Сажин С.С. Механизмы распада DR -тока. В кн.: Геомагнитные исследования №24, М., Сов. Радио, 1979, с. 38-52.

47. Зайцева С.А., Алексеева Н.Е. Диссипация энергии DR -поясаи состояние ионосферы. В кн.: Суббури и возмущения в магнитосфере, Л., "Наука", 1975, с. 156-170.

48. Liemohn Н. The lifetime of radiation belt protons with eneri 4 • ' /gies between I keV and I meV. J. Geophys. Res., 1961, v. 66, U 10, pp. 3593-3595.

49. Fite W.L., Stebbings R.P., Hummer D.C., Brackmann R.T. Ionization and sharge transfer in proton-hydrogen atom collisions. Phys. Rev., 1960, v. 119, N 2, pp. 663-668.

50. Jonson F.S., Fish R.S., The telluric hydrogen corona. Ast-rophys. J. 1960, v. 131, Я 2, p. 502.

51. King Y.H. Interplanetary medium data book. Supplement 1, 1979, Supplement 2, 1983, WDC-A.

52. Chamberlain J.W. Planetary coronal and atmospheric evaporation. Planet. Space Sci. 1963, v. 11, Я 7-9, PP. 901-960.

53. Vidal-Madjar A., Bertaux Y.L. A calculated hydrogen distribution in the exosphere. Planet. Space Sci., 1972, N 8, pp. 1147-1162.

54. Vidal-Madjar A., Blamont J.E., Phissamay B. Evolution with solar activity of the atomic hydrogen density at 100 kilometers of altitude. J. Geoppys. Res., 1974, v. 79, К 1, PP.233.247. ,

55. Tinsly B.A. Hydrogen in the upper atmosphere. Fundam. Cos- 152 mic. Phys., 1974, v. 1, p. 201.

56. Smith P.H., Bewtra U.K. Charge exchange lifetimes for ring current ions. Space. Sci. Rev., 1978, v. 22, If 1-3, pp. 301318.

57. Mc Clure G.W. Elektron transfer in proton-hydrogen-atom collisions: 2-117 keV. Phys. Res. 1966, v. 148, Ж 1, pp. 47-54.

58. Stier P.M., Barrett C.F. Charge exchange cross section of hydgen ions in gasse. Phys. Rev. 1956, v. 103, N 4, pp. 896907.

59. Cole K.D. Stabble auroral red arcs., sinks for energy of D^ main phase. J. Geophys. Res., 1965, v. 70, IT 7, pp. 16891706.

60. Mapleton R.A. Elektron Capture from atomic Hydrogen by protons. Phys. Rev., 1962, v. 126, 1 4, pp. 1447-1481.

61. Pite W.L., Smith A.C.H., Stebbings R.P. Charge trahsfer in collision in volvong symmetric and asymmetric resonancr.- Proc. Roy. Soc., 1962, v. 268, IT 1335, pp. 527-536.2+

62. Shah M.B., Gilbody H.B. Charge transfer in He H collision in the energy range 6-60 keV. - J. Phys. B: Atom, and Mol. Phys., 1974, v. 7, N 5, pp. 630-636.

63. Спицер JI. Физика полностью ионизованного газа. М., Мир, 1965, с. 210.

64. Ватеtt С.Р., Stier P.H. Charge exchange cross section for helium ions in gases. - Phys. Rev., 1958, v. 109, PP. 385390.

65. ProIs C.W, Decay of the magnetic storm ring current by the charge-exchange mechanism. Planet. Space Sci., 1973, v. 21, pp. 983-992.

66. Smith P.H., Betwra U.K. Dependerge of the charge exchange lifetimes on mirror latitude. Geophys. Res. Letters. 1976,v. 3, N 11, pp. 689-692.

67. Cowley S.W.H. Pitch angle dependence of the сparge-exchange lifetime of ring gurrent ions. Planet. Space Sci., v. 125, N 3-4, pp. 385-393.

68. Пудовкин М.И., Распопов O.M., Клейменова Н.Г. Кн.: Возмущения электромагнитного поля Земли. Л., 1976, т. I, т. 2.

69. Тверской Б.А. Кн.: Динамика радиационных поясов Земли. М.: Наука, 1968, 223 с.

70. Kennel С.P., Petschek Н.Е. Limit on stably trapped particle fluxes. J. Geophys. Res., 1966, v. 71, N 1, pp. 1-28.

71. Фейгин Ф.З., Якименко В.А. Механизм генерации и развитие жемчужин при циклотронной неустойчивости внешней протонной зоны. Геомагнетизм и аэрономия, т. 9, № 4, с. 700-705.

72. Taylor W.W., Lyons L.R. Simultaneous equatoral observationof 1-30 Hz waves and pitch angle distribution of ring cura? rent ions. J. Geophys. Res., 1975, v. 81, И 34, pp. 61776183.

73. Cornwall J.M. On the role of charge exchange in generating unstable waves in the ring current. J, Geophys. Res., 1977, v. 82, N 7, pp. 1188-1196.

74. Taylor W.W.L., Parady B.K., Cahill L.J, Explorer-45 observations of 1- to 30 Hz magnetic fields near the plasmapause during magnetic storms. J. Geophys. Res. 1975, v. 80, N 10, pp. 1271-1286.

75. Копытенко Ю.А. Геомагнитные пульсации типа Рс 4 и их связь с физическими процессами в магнитосфере Земли. Авторефератдисс. канд. физ.-мат. наук, ЛГУ, 1971.

76. Fukushima N., Kamide J, Patrial ring current models for worlduide geomagnetic disturbances. Rev. Geophys. 1973, v. 11, И 4, pp. 795-853.

77. Narnbu M. Electrostatic turbulent hiss of ring current protons. J. Geophys. Res., 1973, v. 78, N 7, pp. 1203-1205.

78. Megill L.R., Ress М.Ж., Drappleman L.K. Electric fields in the red lines of atomic oxygen, J. Geophys. Res., 1963,v. 11, К 1, pp. 45-46.

79. Williams D.J., Hernander C., Lyins L.R. Simultaneous observation of the proton ring current and stable auroral red arcs. J. Geophys. Res., v. 81, П 4, pp. 608-616.

80. Cormval J.M., Coroniti P.V., Thorne R.M. Unified theory of

81. SAR ate formatio at the plasmapause. J. Geophys. Res.,' i1971, v. 76, IT 19, PP. 4428-4445.

82. Yacob A. Decay rate of recovery phase of geomagnetic storms and dissipation of associated ring current. Indian Y. Motor. Geophys., 1964, v. 15, IT 4, pp.579-594./ ' *

83. Meier R.R.t Mange P. Jeocoronal Hydrogen: an analysis of the lyman-alpha airglow observed from 0G0-4 Planet. Space Sci. 1970, v. 18, U 5 6, pp. 803-821.

84. Шевнин В.Д., Сизова Л.З., Афанасьева В.И., Шевнина Н.Ф. Циклическая изменчивость параметров солнечного ветра в геомагнитно-спокойные дни. В кн.: Магнитосферные исследования, М.: Наука, 1983, № 2, с. 89-92.

85. Burton R.K., Мс Pherron R.L., Russel C.T* An empirical rela*tionship between interplanetary conditions and Dst. J, Geophys. Res., 1975, v. 80, N 31, pp. 4204-4214.

86. Гизлер В.А., Трошичев O.A. Разделение эффектовDR nDCF-no-лей в -индексе. Геомагнитные исследования. М.: Наука, № 18, 1976, с. 89-94.

87. Ковтюх А.С., Панасюк М.И., Сосновец Э.И. Протонная компонента радиационных поясов Земли по измерениям на ИСЗ "Молния". Известия АН СССР,Серия физическая 1976, т.40,$ 1-3, с. 496-501,

88. Akasofu S.-I., Cain Y.C., Chapman S. The magnetic field of the quiet-time proton belt. J. Geophys. Res., 1962, v. 67, N 7, PP. 2645-2647.

89. Schield M.A. Pressure balance between Solar Wind and Magnetosphere. J. Geophys. Res., 1969, v. 74, Ж 5, pp. 12751286.

90. Hoffman R.A., Bracken P.A. Magnetic effects of the quiet-time proton belt. J. Geophys. Res., 1965, v. 70, H 15,pp. 3541-3556.

91. Akasofu S.-I. The ring current, geomagnetic disturbance and the Van Allen radiation belts. J. Geophys. Res., 1961,- 156 -v. 66, Н 5, pp. 1321-1350.

92. Schield M.A, Correction to paper by Milo A. Schield, pressure balange between solar wind and magnetosphere. J. Geop-hys. Res., 1969, v. 74, N 21, pp. 5189-5190.

93. Mead G.D, Deformation of the geomsgnetic field by the solar wind. J. Geophys. Res., 1964, v. 69, H 7, pp. 1181-1195.

94. Siscoe G.L., Formisano V., bazarus A.J. Relation between Geomagnetic Sudden impulses and solar wind pressure changes- an experimental investigation. J. Geophys. Res,, 1968, v. 73, H 15, pp. 4869-4875.

95. Ogilire K.W., Burlaga L.F., Wilkersow T.D. Plasma observations on Explorer 34. J. Geophys. Res., 1968, v. 73, N 21,4pp. 6809-6824.

96. Verzariu P., Sugiura M., Strong J.B. Geomsgnetic field variations caused by changes in the quiet-time solar wind pressure. Planet. Space Sci. 1972, v. 20, pp. 1909-19И.

97. Davis Т.Н., R. Parthasarathy. The relationship between polar magnetic activity DP and growth of the geomagnetic ring current. j.Geophys.Res., 1967,v. 72, N 23, pp. 5825-5836.

98. Pudovkin M.I., Shumilov O.I., Zaitseva S.A. Polar storms and development of the DR-currents. Planet, Space. Sci., 1968, v. 16, pp. 891-898.

99. Ковтюх A.G., Сизова Л.З., Шевнин А.Д. Магнитный эффект спокойного кольцевого тока. Геомагнетизм и аэрономия, 1981,т. 21, № 4, с. 755-757.

100. Ковтюх А.С., Панасюк М.И., Сосновец Э.Н. Вариации питч-углового распределения протонов во внешних областях рациаци-онного пояса. Космические исследования, 1974, т. ХП,2, с. 235-240.

101. Шевнин А.Д., Афанасьева В.И., Сизова Л.З., Шевнина Н.Ф. Циклическая вариация и сезонный ход в уровне поля спокойного кольцевого тока. М.: ИЗМИРАН. В кн.: Солнечный ветер и маг-нитосферные исследования, 1980, с. 140-148.

102. Сизова Л.З., Зайцева С.А. Скорость роста и распад магнитос-ферного кольцевого тока. М.: ИЗМИРАН, 1984, Препринт № 52, - 23 с.

103. Шевнин А.Д., Афанасьева В.И., Сизова Л.З., Ковтюх А.С., Шевнина Н.Ф. Циклическая изменчивость и магнитный эффект спокойного кольцевого тока. Иркутск, Сиб. ИЗМИР СО АН СССР. Программа заседаний и тезисы докладов, 1980, с. 38.

104. Kovalenko V.A., Malyshkin V.IT. The solar parameters and so- 158 > * > ' ■ lar activity. In: Proc. 7-th Region.Consult.Solar Phys.,

105. Stary Smokovic,Sept.24-28,1973»Bratislava,1976,v.6, p.333.

106. Шевнин А.Д. 0 скорости затухания кольцевого тока и полярных возмущений. Геомагнетизм и аэрономия, 1973, т. 13, № 2, с. 330-334.

107. Шевнин А.Д. Некоторые закономерности скорости распада кольцевого тока. Геомагнетизм и аэрономия, 1973, т. 13, № 2,с. 330-334.

108. Сизова JI.3. О распаде кольцевого тока. В кн.: Солнечный ветер и магнитосфера. М.: ИЗМИРАН, 1976, с. 74-82.

109. Сизова Л.З., Шевнин А.Д. К вопросу о постоянной времени распада магнитосферного кольцевого тока. В кн.: Межпланетные плазменные потоки и магнитосферные возмущения. М.: ИЗМИРАН, 1978, с. 64-71.

110. Сизова Л.З. Определение характерного времени распада кольцевого тока по £>st индексам за 1947-1957 гг. В кн.: Шизика ионосферы и магнтосферы. М.: ИЗМИРАН, 1983, с.

111. Гизлер В.А. О возможности расчета t)st -индекса по данным советских станций. В кн.: Геомагнитные исследования.

112. М.: Наука, № 18, с. 95-97.

113. Sugiura М., Poros D.Y. Hourly values of equatorial Dst for years 1957 to 1970. GSPG preprint, Greeribelt, 1971.

114. Kane R.P. Recovery times of geomagnetic storms. Nuovo

115. Cemento, 1963, v. 29, N4, pp. 826-840.

116. Сизова JI.3., Шевнин А.Д. О связи Ds-fc -вариаций с Ь, -компонентой ММП. Геомагнетизм и аэрономия, 1979, т. 19, $ 4, с. 703-707.

117. Бобров М.С. Вариации поля кольцевого тока во время нахождения Земли в потоке от вспышки. Геомагнетизм и аэрономия,1984, т. 24, № I, с. 84-88.■ > • * *

118. Lennartson W., Sharp R.D., Jonson R.G., Basiger H. Some initial ISEE-1 results on the ring current composition and duna-mics during the magnetic storm of December 11, 1977. Jeo-pys. Res. Lett., 1979, v. 6, p. 483.

119. Balsiger H.P., Eberhardt Y., Geise Y., Joung D.T, Magnetstorm injection of 0.9 to 16 keY/1 solar and terrestrial ionsinto high-altitude magnetosphere. J. Geophys. Res,, v. 85, p. 1645.*

120. Pudovkin M.I., Shumilov O.Ij On the theory of polar substorms. Ann. Geophys., 1969, v. 25, Я 1, PP. 125-134.

121. I# Tverskoy B.A. Electric fields in the magnetoshere and origin of trapped radiation. Solar-Terrestrial and origin of trapped radiation.Solar-Terrestrial Physics. 1970, ed.by E.R.Dyer,1972,

122. Тверская Л.В. Об ускорении заряженных частиц нестационарными электрическими полями в магнитосфере Земли. Геомагнетизми аэрономия. 1971, т. II, $ 3, с. 521-523.

123. Зайцева С.А., Глажевска А. Формирование пояса -токов. Геомагнетизм и аэрономия, 1972, т. 12, № 2, с. 296-^00.

124. Зайцева С.А., Понявин Д.И. Образование кольцевого тока в ходе бури 30-31 мая 1966 г. В кн.: Геомагнитные исследования. М.: Сов. Радио, 1979, № 24, с. 53-60.

125. Бобров М.С. Параметры солнечного ветра, ответственные за ин-жекцию плазмы в область магнитосферного кольцевого тока. Аст

126. Akasofy S.I. Relationship between the growhy of the ring current and the interplanetary quantity E. Planet, Space. Sci. 1979, v. 27, N7, p. 1039-Ю41.

127. Иванов О.У., Понявин Д.И., Пудовкин Д.И., Пудовкин М.И., Шухтина М.А. О геоэффективности Bz компоненты межпланетного магнитного поля. - В кн.: Магнитосферные исследования, М., Радио и связь, 1982, № I, с.45-49.

128. Пудовкин М.И., Андрезен В.Г. Скорость движения дуг полярных сияний в зависимости от параметров солнечного ветра. Геомагнетизм и аэрономия, т.24, № 3, с.512-515.