Данная работа посвящена изучению свойств и динамики солнечного ветра. Солнечным ветром в космической физике называют истечение ионизованной плазмы из короны Солнца. Такое истечение плазмы связано с высокой температурой короны (несколько миллионов градусов) и с очень низким давлением межзвездной среды на границе Солнечной системы. Солнечная корона не находится в гидростатическом равновесии, а непрерывно расширяется в межпланетное пространство [Parker, 1958]. Такое сверхзвуковое непрерывное расширение солнечной короны определяет также природу и конфигурацию межпланетного магнитного поля [Parker, 1963].
Косвенные свидетельства существования непрерывного потока плазмы от Солнца были получены из наблюдений отклонения хвостов комет [Biermann, 1953].
Первые прямые наблюдения солнечного ветра были выполнены советскими космическими зондами, запущенными в 1959 г. Плазменные датчики были установлены на борту космических аппаратов «Луна-2″ и „Луна-3″. Согласно этим измерениям, плотность потока положительных ионов с энергиями выше 50эВ на единицу заряда составляла несколько единиц на 108 см'2 с“ 1 для каждого из упомянутых аппаратов [Грингауз и др., I960- Gringaus, 1961]. В результате измерений не получили подтверждения предположения о существовании неподвижной или медленно текущей плазмы. Американский космический зонд „Эксплорер-10″, запущенный в 1961 г., имел на борту более совершенные датчики, способные измерять потоки положительных ионов с несколькими пороговыми энергиями на единицу заряда. В этих измерениях была получена плотность потока (1−2)-108 см“ 2с» 1 [Bonneti et al., 1963]. В конце 1962 года с запуском к Венере аппарата «Маринер-2», были получены окончательные доказательства существования солнечного ветра — в течение трех месяцев почти непрерывных измерений приборы постоянно показывали присутствие потока плазмы со скоростью в несколько сот км/с [Snyder and Neugebauer, 1964; Neugebauer and Snyder, 1966]. Результаты измерений плотности протонов и соответствующих скоростей потока неплохо соответствовали предсказаниям модели Паркера в части основных свойств солнечного ветра.
В Таблицах 1 и 2 представлены основные параметры солнечного ветра, а также характеристики потоков солнечного ветра [Kivelson and Russell, 1995; Gombosi, 1998]. Последние результаты, используемые в таблицах, были получены в мае 1999 года, когда наблюдались уникально низкие значения плотности солнечного ветра (<1 см'3) [Ье а1., 1999].
Химический состав солнечного ветра, соответствует химическому составу солнечной короны. Основным элементом является водород 'Н+. Содержание гелия 4Не++ составляет в среднем около 5%. Содержится некоторое количество и других элементов: однократно ионизированный 4Не, а также ионы 1бО, 2831 и 56Ре, изотопы 3Не и 20Ые. Такие исследования были впервые проведены на космическом аппарате «Вела-3» [Вате е1 а1., 1968] и дополнены измерениями на спутниках «Прогноз -7,8» [Уегшо1аеу еЬ а!., 1994].
Таб. 1. Основные параметры солнечного ветра на 1 А.Е.
Параметр Един. Измер. Среднее Значение Средн. кв. отклонен. Наблюдав, пределы.
Плотность («) см» 3 8 6.6 0.2−150.
Скорость (V) км/с 450 120 280−2100.
Угол скор, (phi) град 0 3 0−20.
Угол скор, (theta) град 0 2 0−15.
Темп, ионов. (7I) эВ 9 8 2−100.
Темп, электр. (Те) эВ 13 4 5−100.
Отн. плотн. (njnp) Гелия % 4 2 ~ 0−20.
Магн. поле (В) нТл 5 3 1−50.
Угол маг. поля (phi) град -45 40 -180 — +180.
Угол маг. поля (theta) град 0 25 -90-+90.
Таб. 2. Характеристики потоков солнечного ветра на 1. А.Е.
Параметр Един, измер. Среднее значение Средн. кв. отклонен. Наблюдав. Пределы.
Поток ионов Р=п-Г 108 см*2с" 1 4 3 0.1−50.
Поток массы 10'16 г/см2с 7 4 0.2−80.
Поток кинетич. Энергии Эрг/см2с 0.7 0.5 0.02−50.
Время движения к Земле Сут. 4 1 1−6.
Более 30 лет исследования солнечного ветра продолжают оставаться одним из основных направлений в космической физике. Можно выделить несколько факторов, определяющих внимание исследователей к данной тематике. Во-первых, свойства солнечного ветра отражают процессы, идущие непосредственно на Солнце, * что дает нам возможность, хоть и косвенно, изучая солнечный ветер, судить о природе явлений в короне Солнца и прямо регистрировать частицы вещества Солнцаво-вторых, солнечный ветер является источником почти всех магнитосферных возмущений, и таким образом оказывает непосредственное влияние на Землю.
Хорошо известно, что солнечный ветер сильно изменчив и наблюдаются самые разнообразные вариации его физических свойств в широком диапазоне амплитуд, пространственных и временных масштабов [Хундхаузен, 1976]. Наличие этих вариаций показывает, что расширение короны представляет собой гораздо более сложный процесс, чем стационарное истечение однородного потока плазмы, как изначально предполагал Паркер. Характерные временные масштабы явлений при этом меняются в широких пределах от долей секунды (плазменные волны и «шумы») до десятков часов и суток (вариации, связанные с неоднородностью солнечной короны и крупномасштабными изменениями ее структуры) [Фелдман и др., 1980; Schwenn and Marsch, 1991].
Границы крупномасштабных структур солнечного ветра, таких как высокоскоростные потоки, магнитные облака, медленный ветер в области гелиосферного токового слоя и т. п., являются сравнительно плавными — с характерным масштабом измерений на космическом аппарате порядка часов. Различные волны в солнечном ветре (альфвеновские, магнитозвуковые и т. д.) также отличаются сравнительно медленным (десятки минут) и плавным изменением параметров [Schwenn and Marsch, 1991]. Более быстрые (за единицы минут) изменения параметров плазмы солнечного ветра наблюдались на фронтах межпланетных ударных волн [Застенкер и Бородкова, 1984], а для магнитного поляна разнообразных магнитогидродинамических разрывах [Шухтина и др., 1999]. 4 Типы солнечного ветра можно разделить на две основные группы: квазистационарные и нестационарные. Квазистационарные потоки солнечного ветра связаны со структурными образованиями магнитного поля Солнца с характерным временем жизни от нескольких суток до нескольких недель-месяцев. К нестационарным относятся потоки, источниками которых являются нестационарные явления на Солнце, с временами жизни менее суток. Законченной классификации типов солнечного ветра до сих пор не существует. Ниже будет дано описание разных типов солнечного ветра и их солнечных источников, а также идентификация этих типов потоков на орбите Земли.
Квазистационарные потоки.
1. Высокоскоростной поток от корональных дыр
Корональные дыры это области, располагающиеся над поверхностью солнца, внутри больших униполярных магнитных областей. Границы КД повторяют форму нейтральной линии на некотором расстоянии от нее. В пределах КД нет нейтральных линий и нет никаких замкнутых структур. Рождение и разрушение, а также размеры и положение КД на поверхности Солнца зависят от конфигурации магнитных полей Солнца, с чем и связаны изменения КД в цикле солнечной активности. КД являются долгоживущими образованиями со средним временем жизни для фазы спада солнечного цикла от 3 до 20 солнечных оборотов, а для фазы около максимума солнечной активности около 1−2 солнечных оборотов. Время жизни униполярных структур превышает время жизни КД. Наблюдения КД на Земле проводятся в линии Не1 1083 нм, и на спектрогелиограммах получают локализацию КД. Главным отличием КД от нормальной спокойной короны является то, что их электромагнитное излучение меньше во всем диапазоне длин волн. Особенно хорошо КД видны на диске в мягких Х-лучах и в крайнем ультрафиолетовом излучении. КД — это области короны с аномально низкой концентрацией и температурой плазмы, причем концентрация плазмы уменьшается, а величина скорости плазмы значительно растет с увеличением степени нерадиальности конфигурации магнитного поля. Корональные дыры являются солнечным источником высокоскоростного потока (ВСП) солнечного ветра. Основные параметры ВСП изучены в работах [Yermolaev and Zastenker, 1994; Yermolaev, Stupin, 1997]. Размеры ВСП на орбите Земли в среднем приблизительно в два раза больше соответствующей ему КД. Продолжительность пересечения Землей тела ВСП от 1 до 10 дней. Средние значения параметров для тела ВСП составляют:
Fp=450−650 км/спр=6 см" 3- ?=(4+9) нТ, Тр= 10.104 К (растет при увеличении скорости) — параметр /3 <1- высокое содержание гелия (4 -6)% [Yermolaev and Zastenker, 1994; Yermolaev, Stupin, 1997]. Параметры ВСП от КД очень сильно изменяются как от потока к потоку, так и внутри потока, но основные свойства, а именно, не изменяющаяся в теле потока величина модуля магнитного поля В, низкая, часто ниже, чем для спокойного солнечного ветра, концентрация п, высокая скорость, очень медленно падающая в течение нескольких дней, остаются обязательными для тела ВСП от КД. На границе ВСП и низкоскоростного солнечного ветра происходит взаимодействие плазмы разных свойств и происхождения (кромка ВСП) Лидирующая передняя кромка ВСП от КД образуется * в результате вращения ВСП вместе с Солнцем, и здесь быстрый ветер догоняет медленный, образуя область сжатия. Для кромки характерны следующие изменения параметров: увеличивается скорость от уровня спокойного солнечного ветра до скорости в теле ВСП (в среднем от V= 350 до 550 км/с) — концентрация п резко увеличивается от спокойного солнечного ветра (5см" 3) до 20 см" 3 и затем резко падает до 5 см" 3 и менееГ возрастает приблизительно от (2−3) -104К до (10−15)-10 К в теле ВСПраспределение В имеет колоколообразную форму с максимумом около 12−15 нТ. т.о. для кромки ВСП: ^,=550 км/спр=20 см'3- 7>=(10−15).104 К. Помимо передней кромки, у ВСП есть и вторая, задняя кромка, однако она очень размыта и идентифицируется только по небольшим увеличениям п и В, Скорость при этом уже почти уменьшена до скорости спокойного солнечного ветра, и эта кромка мало ^ геоэффективна. Пересечение Землей кромки ВСП продолжается около 12−15 часов.
2. Гелиосферный токовый слой и стример
К квазистационарным типам солнечного ветра относятся также гелиосферный токовый слой (ГТС) и корональный стример. ГТС образуется как разделяющая поверхность между потоками, переносящими крупномасштабные магнитные поля противоположной полярности. Гелиосферный токовый слой опоясывает Солнце и он является центральной частью гелиосферного плазменного слоя представляющего из себя пояс корональных лучей (стримеров). Эти корональные лучи начинаются из вершин шлемовидных структур, которые имеют в основании замкнутую конфигурацию магнитных силовых линий, но магнитные поля самих лучей имеют открытую, не сходящуюся конфигурацию. Из-за специфической конфигурации магнитного поля в ГТС и в стримере плотность потока уменьшается с расстоянием медленнее, чем при обычном радиальном течении, обеспечивая, таким «образом, высокую плотность плазмы в потоке [Yermolaev and Stupin, 1997].
Гелиосферный токовый слой виден на диске Солнца как нейтральная линия, где радиальная компонента равняется нулю. ГТС является очень стабильным образованием во всей гелиосфере и существует без существенных изменений годы, хотя форма ГТС, определяемая распределением крупномасштабных магнитных полей на Солнце, может меняться от одного солнечного оборота к другому. Форма ГТС и его расположение особенно ярко изменяются в течение цикла солнечной активности: в годы минимума ГТС находится примерно в экваториальной плоскости Солнца, в остальное время, особенно на максимуме цикла, его форма и расположение могут быть произвольными. На орбите Земли ГТС идентифицируется как граница секторной структуры межпланетного магнитного поля (ММП) (происходит смена знака радиальной составляющей ММП), здесь самая минимальная скорость и самая высокая плотность солнечного ветра. Именно по этим свойствам происходит идентификация ГТС. Для стримера характерны меньшая, чем в ГТС, но все же увеличенная по сравнению с невозмущенным ветром, плотность, большая, чем в ГТС скорость, увеличение по сравнению с ГТС модуля В. Вообще, самым важным отличием от других типов солнечного ветра для гелиосферного плазменного слоя и ГТС, является смена знака ММП, и, как внутренне присущее им свойство, высокая плотность. В среднем для спокойного щ стримера характерны следующие величины параметров [Yermolaev and Stupin, 1997] Vp=360 км/с- ^=(10−15) см'3- 7^=5.104 КВ=(7−10) нТ, а для спокойного ГТС: ^,=350 км/сИр=(20−30) см" 3- Гр=5.104 К. Для спокойного плазменного слоя характерна симметричность величин параметров по обе стороны от ГТС. Возмущенный стример на орбите Земли появляется в результате его взаимодействия с возмущенными потоками солнечного ветра, которые могут тормозиться плотной плазмой стримера, образуя к моменту прихода к Земле сложное возмущение. В результате этого может происходить нарушение симметрии стримера, увеличение всех параметров стримера и ГТС, которые могут сильно отличаться от одного события к другому: здесь возможны одни из самых высоких значений для солнечного ветра плотности («>50 см» 3), скорости могут увеличиваться до (450 500) км/с, возрастание модуля В, увеличение потока массы и плотности потока энергии.
3. Межпотоковая плазма:
Среди квазистационарных потоков в работе [Huddleston et al., 1995] выделен также тип низкоскоростной холодной плотной плазмы, который возникает в солнечном ветре между стримером и высокоскоростными потоками от КД. Этот тип на орбите Земли идентифицируется как некомпрессионное увеличение плотности и характеризуется малой величиной модуля В = 3 нТнизкой Г=2.104 Книзкой скоростью V=350 км/с и несколько повышенной плотностью «=(10−20 см» 3).
Особенно часто этот тип потока солнечного ветра встречается на спаде солнечного цикла, когда до 75% всех крупномасштабных корональных дыр сопровождались некомпрессионным увеличением плотности в солнечном ветре. Продолжительность пересечения этих потоков Землей составляет приблизительно 14 ч.
Нестационарные потоки:
Нестационарные потоки солнечного ветра вызываются нестационарными спорадическими явлениями на Солнце. Наиболее эффективными из них являются хромосферные вспышки, когда значительное количество энергии (1032 -1033) эрг выделяется за сравнительно короткое время (2−103 с). В оптическом диапазоне вспышка, проявляется как внезапное увеличение яркости излучения в линии На. Одновременно наблюдаются интенсивные рентгеновское, ультрафиолетовое и радиоизлучения, ударные волны, выбросы облаков плазмы. Параметрами оптической вспышки является балл, определяемый по величине площади по пятибалльной шкале, длительность и яркость. Вспышки видны от нескольких минут до нескольких часов, наиболее вероятная длительность вспышки около 1 ч для балла 3 и 4. По сопровождающим вспышку всплескам мягкого рентгеновского излучения и по их максимальной интенсивности в интервале 1−8 А вспышки делят на 3 класса: (С, М, X). Между характеристиками вспышек по оптическими и рентгеновским признакам нет однозначного соответствия. Большинство солнечных вспышек возникает в сложных мультиполярных активных областях в период их быстрой эволюции.
Первичными во вспышечном комплексе, по всей видимости [Gosling, 1993; Gosling et al., 1991; Gosling et al., 1990], являются так называемые корональные выбросы массы. Энергия корональных выбросов массы на порядок больше энергии самых больших оптических вспышек, и начинаются они на уровне фотосферы и хромосферы на 15−25 минут раньше. Еще одним возможным источником спорадического нестационарного потока солнечного ветра является внезапное исчезновение больших темных волокон (протуберанцев), наблюдаемых на диске в поглощении линии На. Характерное время этого события составляет от десятков минут до нескольких часов. Длительность жизни волокон составляет от минут до недель, протуберанец отличается большой плотностью и более низкой температурой, чем окружающая корональная плазма. По характеру движения и изменчивости они делятся на три класса: спокойные, активные и эруптивные. Активные волокна обычно имеют петельную форму (одна или несколько друг за другом). Для эруптивных волокон характерны бурные и внезапные изменения. Некоторые из них тесно связаны с солнечными вспышками, составляя часть вспышечного процесса. Однако исчезновение волокна может быть и самостоятельным процессом как в активной области, так и вне ее. Исчезновение волокна может сопровождаться в радиодиапазоне шумовой бурей и/или слабым всплеском. Характерная скорость расширения — от 100 до 400 км/с, иногда до 800 км/с. Выделяющаяся энергия составляет в среднем 1029 -1031 эрг. Скорее всего, волокно в короне можно рассматривать как СМЕ или его часть в короне. Для волоконных потоков характерны: фронт с длительностью с!/"10 часов, время распространения до Земли составляет 3−4 дня, высокая плотность (п> 25 см" 3), скорость У>400 км/с и увеличенная величина ММП (5>10 нТ). Ударной волны перед ними часто нет. По сравнению со вспышечными потоками, волоконные потоки являются плотными, медленными, холодными.
Лидирующие кромки быстрых СМЕ имеют радиальные скорости от Солнца значительно большие, чем скорости солнечного ветра, поэтому перед СМЕ должна образовываться ударная волна. Межпланетные возмущения, связанные с быстрыми СМЕ, для которых свойственны высокая скорость и большие напряженности магнитного поля (часто с большой южной компонентой), могут быть очень геоэффективными. Таким образом, транзиентные выбросы материала от Солнца в форме СМЕ являются лучшим связующим звеном между солнечной активностью и нерекуррентными событиями в земной магнитосфере. Нестационарные потоки в межпланетном пространстве на орбите Земли имеют две большие структурные области: ударные волны и магнитные облака. Приход ударной волны на Землю идентифицируется [Застенкер, Бородкова, 1984; Вогпш е1 а1., 1982; Иванов, 1996] по большому резкому и одновременному изменению параметров солнечного ветра: <1РМ50 км/сп и Т могут увеличиться в несколько разсШ>0. Как следствие в магнитном поле Земли регистрируется внезапное начало БС или внезапный импульс Время запаздывания ударной волны относительно солнечной бури составляет &-Т= /^,"=24−72 ч.
Часто солнечная активность развивается так, что на орбиту Земли могут приходить потоки одновременно от нескольких солнечных источниковэто зависит как от сценария солнечной бури, так и от местоположения этих источников, когда взаимодействуют как квазистационарные потоки, так и нестационарные. Кроме того, такие локальные морфологические образования, как правило, представляют собой существенно открытые системы, обменивающиеся с окружающей их средой массой, импульсом и энергией, а вовсе не изолированные или адиабатические подсистемы. В результате на орбите Земли появляется составной поток с очень сложными характеристиками, часто с несколькими максимумами и со значительно более увеличенными параметрами, чем характерные для одиночного источника. Именно эти составные потоки в солнечном ветре могут вызывать на Земле самые большие геомагнитные и авроральные события.
Таким образом, потоки от разных источников на Солнце обладают разными, но вполне определенными пределами параметров на орбите Земли. Кроме того, квазистационарные потоки в солнечном ветре не меняют своих характеристик за время, необходимое Земле для того, чтобы пересечь эти потоки при своем движении по орбите вокруг Солнца. Дня нестационарных процессов характерно быстрое изменение параметров потока, как при его образовании, так и при его распространении, и самым характерным примером нестационарного течения является ударная волна.
Основные параметры различных типов солнечного ветра суммированы в таблице 3:
Таб. 3. Характеристики различных типов потоков солнечного ветра параметры гтс Стриммер всп кромка ВСП Ударный слой СМЕ.
V, км/с 300−400 350−400 450−650 400−500 400−700 450−600 и, cm'3 15−50 10−20 2−8 5−15 10−30 10.
Г, 104К <10 2−7 >10 <10 10−30 <10.
В, пТ 4−8 7−10 <10 >10 10−20 10−15.
Параметры солнечного ветра и межпланетного магнитного поля флуктуируют на различных пространственных и временных масштабах, что позволяет рассматривать солнечный ветер в качестве турбулентной среды [Marsch and Tu, 1990;1997]. В пионерских работах [Matthaeus and Goldstein 1982а, 19 826, 1983] показано, что наблюдаемые мелкомасштабные флуктуации хорошо описываются стационарной во времени и пространственно однородной турбулентностью.
Если более детально рассматривать поведение параметров СВ во время наблюдения крупномасштабных структур, то можно увидеть что они состоят из множества потоковых трубок средних масштабовэти трубки в свою очередь делятся на более мелкие трубки [Marsh, 1991; Любимов и Переслегина, 1984, 1985]. Уровень турбулентности зависит от типа данного участка СВтак высокоскоростные потоки, в среднем, более турбулизованны, чем низкоскоростные [Marsch, 1991]. Среднемасштабные потоковые трубки, являющиеся составными частями структур более крупного масштаба, служат проявлением тонкой структуры короны [Thieme et.al., 1989]. Подобные структуры и их границы являются достаточно стабильными во времени. В работе [Thieme et.al., 1989], по данным Helios-1,2 было показано, что среднемасштабные потоковые трубки выживают при распространении солнечного ветра от 0.5 а.е. (1-ая точка измерений) до 0.7 а.е. (2-ая точка измерений), то есть на расстояниях 0.2 а.е. (примерно 30 млн. км). На больших расстояниях подобные структуры имеют тенденцию медленно исчезать, и на 1 а.е. они обычно уже полностью размыты динамическими процессами [Marsh, 1991]. Таким образом, потоковые трубки, наблюдающиеся на расстояниях меньше 1 AU, являются остатками плазменной структуры короны и имеют тенденцию разрушаться по мере расширения короны, так же как и сами стримеры во внешней гелиосфере [Burlaga, 1984].
Характерным свойством турбулентной среды является перекачка энергии по спектру турбулентности. Структуры различных масштабов нелинейно взаимодействуют между собой, порождая структуры других масштабов. Происходит обмен энергией между структурами, что можно интерпретировать как турбулентный каскад. Турбулентность в солнечном ветре обладает перемежаемостью (участки спокойного течения сменяются участками сильно флуктуирующих параметров), и носит фрактальный характер [Marsch and Tu, 1997; Милованов и др., 1996; Зеленый и Милованов, 1993].
В работах Burlaga and Klein [1986], Burlaga. 199la, 199lb] проводился анализ фрактальной структуры флуктуаций магнитного поля и плазмы в солнечном ветре. Было показано, что спектр флуктуаций имеет степенной вид с показателем спектра, зависящим от частотного диапазона и выбранного временного интервала. В работе Милованов и др. [1996] рассмотрена фрактальная структура турбулентности скорости в солнечном ветре. Анализировались флуктуации скорости по измерениям на спутнике ISEE-3. Показано, что флуктуации скорости имеют мультифрактальную структуру в диапазоне частот от 10″ 5−10° Гц.
Перемежаемость турбулентности в солнечном ветре была впервые изучена в работе Burlaga [199lb]. Marsch and Liu [1993] исследовали перемежаемость турбулентности во внутренней гелиосфере, используя данные наблюдений на спутнике Helios 2. Было показано, что высокоскоростной солнечный ветер, для которого характерен высокий уровень турбулентности, обладает невысоким уровнем перемежаемости. Низкоскоростной солнечный ветер [Bruno et al., 2001], напротив обладает высоким уровнем перемежаемости. Bruno et al. [2001] показали, что наиболее премежающиеся структуры в солнечном ветре возникают в областях вращения направления магнитного поля. Bruno et al. [2003] провели анализ радиальной эволюции перемежаемости в солнечном ветре на гелиоцентрических расстояниях от 0.3 до 1 а.е. Рассматривались флуктуации магнитного поля и скорости в областях быстрого и медленного солнечного ветра. Показано, что перемежаемость в медленном солнечном ветре слабо зависит от радиального расстояния, в то время как перемежаемость в быстром солнечном ветре нарастает с увеличением радиального расстояния от Солнца.
Несмотря на то, что, как было экспериментально показано, наблюдаемые флуктуации включают как картину корональных процессов, так и отражают динамические процессы в самом солнечном ветре, пока не удается теоретически описать процесс радиальной эволюции спектра турбулентности [Tu and Marsch, 1995]. Развитие исследований в данном направлении требует детального анализа наблюдаемых структурных элементов солнечного ветра. При этом, особое значение имеют исследования скачков плотности с резкими фронтами нарастания, так как при их описании может быть неприменим стандартный МГД подход. Следует отметить также, что с уменьшением масштаба наблюдаются особенности в функциях распределения вероятности («заострения») флуктуаций скорости и магнитного поля [Sorriso-Valvo et al., 1999; Bruno et al., 2003].
Большинство работ по мелкомасштабным плазменным структурам солнечного ветра посвящено структурам с длительностями порядка часа и со сравнительно медленными (десятки минут) фронтами. Например, в работе [Huddieston, 1995] рассматриваются флуктуации плотности в рамках от 10 мин. до 1 часа по плазменным данным ISEE 3 на 1 AU, связанные с наблюдениями различных типов солнечного ветра (корональные дыры, стримеры, плазменный слой, корональные выбросы массы, и области взаимодействия различных типов потоков). Получено, что наибольший уровень флуктуаций плотности для активных периодов наблюдается в корональных выбросах массы (наряду с повышенной плотностью солнечного ветра), для спокойных периодов наибольший уровень флуктуаций характерен для гелиосферного плазменного слоя (хотя уровень флуктуаций имеет большой разброс). Также высоким уровнем флуктуаций обладают области взаимодействия различных типов потока. Наименьший уровень флуктуаций наблюдается в потоках от корональных дыр [Huddleston, 1995]. В работе [Burlaga, 1968] рассматриваются PBS структуры (Pressure balance structures — структуры с балансом давлений) с характерным размером <0.01 AU (около 1 часа). Описываются условия которые должны выполняться на подобных структурах. Границы PBS структур ассоциированы в этой работе с тангенциальными разрывами. Приведены примеры наблюдения PBS структур по данным аппарата Pioneer-6.
Своеобразие солнечного ветра заключается, помимо прочего, и в том, что в нем часто (и не только на ударных волнах) встречаются очень быстрые (скачкообразные) и большие по амплитуде изменения параметров на временных масштабах от единиц секунд до нескольких минут. В частности, одним из важных свойств солнечного ветра является наличие в нем резких (т.е. с крутыми фронтами) и больших по амплитуде скачков динамического давления плазмы, которые служат проявлением границ структур среднего и малого масштабов. Исследование таких событий стало возможным только с появлением измерений плазмы с достаточно высоким временным разрешениемможет быть, именно поэтому им до сих пор не уделялось достаточного внимания. Соответственно немногочисленны и публикации по этому вопросу. Быстрые изменения плазменных параметров солнечного ветра, не связанные с ударными волнами затрагиваются, например, в работах: Застенкер и др. [1982], Аванов и др. 1984], Зайцев [2002], Zastenker et.al., [1989] и Dalin et. al. [20 026]. Но в этих работах рассмотрены только отдельные примеры быстрых изменений параметров плазмы солнечного ветра без проведения систематических исследований.
Обзоры литературы по вопросам непосредственно затронутым в диссертации будет проведен в соответствующих главах.
Цель работы:
В соответствии с вышеизложенным цель диссертационной работы заключалась в экспериментальном исследовании резких границ мелкомасштабных и среднемасштабных структур плазмы солнечного ветра, их свойств и особенностей, поведения параметров солнечного ветра на таких границах, ориентации их в пространстве, изучении места таких явлений в общей картине солнечного ветра, а также результатов взаимодействия подобных резких границ с магнитосферой Земли.
Научная и практическая ценность работы:
Необходимо подчеркнуть, что резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных структур солнечного ветра являются неотъемлемой частью турбулизованного солнечного ветра. Полученные в работе результаты о свойствах и особенностях таких границ, их выживаемости на расстояниях порядка 1 млн км, о * возможной эволюции мелкомасштабных структур, об условиях наблюдения резких границ в солнечном ветре представляют несомненную научную ценность в изучении структуры и динамики солнечного ветра как основного переносчика возмущений от Солнца к Земле.
Практическая ценность работы заключается в том, что быстрые и большие вариации динамического давления солнечного ветра оказывают значительные воздействия на магнитосферу Земли даже во время отсутствия каких-либо изменений направления и величины межпланетного магнитного поля, что позволяет использовать результаты работы в ходе реализации программ «Космической погоды».
Апробация работы:
Результаты диссертации докладывались автором на многих научных конференциях, в том числе на международных геофизических конгрессах «General Assembly EGS» (Nice, France, April 2002), AGU (San Francisco, USA, December 2002), «EGS-AGU-EUG Joint Assembly» (Nice, France, April 2003), «Assembly COSPAR-2004» (Paris, France, July 2004), «General Assembly EGU» (Vienna, Austria, April 2005), IAGA Scientific Assembly (Toulouse, France, July 2005), на международных студенческих конференциях «WDS'01» (Prague, June 2001), «WDS'02» (Prague, June 2002) и «WDS'03» (Prague, June 2003), на международных конференциях «Magnetospheric Response to Solar Activity» (Prague, September 2003), «International Conference Problems of Geocosmos» (Санкт-Петербург, июнь 2004), на «Всероссийской конференции по физике солнечно-земных связей» (Иркутск, сентябрь 2001), а также на Всероссийской конференции «Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности» (Нижний Новгород, июнь 2003).
Основные результаты диссертации опубликованы в 13 статьях в российских и зарубежных журналах. Список работ располагается в разделе «Список опубликованных работ автора по теме диссертации.» на стр. 130.
Структура работы описана ниже, отметим только, что рисунки по каждому разделу приведены в конце соответствующей главы.
В ГЛАВЕ 1 дано краткое описание приборов и методики проведения измерений временных рядов потока ионов солнечного ветра. Указаны источники других данных используемых в работе.
В ГЛАВЕ 2 приводятся результаты детального исследования больших по амплитуде (изменение на 20% и более) и резких (быстрее, чем за десять минут) изменений потока ионов в солнечном ветре. Источником данных явились систематические измерения с высоким разрешением на спутнике «Интербол-1» в период 1996;2000 гг. Рассмотрено поведение параметров солнечного ветра во время наблюдения резких границ данного типа и характеристики таких границ. Рассмотрены следующие вопросы:
Исследована частота наблюдения резких изменений потока ионов (и динамического давления) солнечного ветра в зависимости от их амплитуды.
Детально изучены свойства резких и больших изменений потока ионов.
О л I превышающих 4−10 см" с'). Рассмотрены распределения амплитуд и длительностей рассматриваемых явлений.
Проведено подробное исследование поведения параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля для группы событий с изменением потока >4−108 см" 2 с'1.
Проанализирован вопрос о возможных условиях наблюдения резких границ плазменных структур солнечного ветра;
Затронут вопрос о происхождении наблюдаемых на орбите Земли резких скачков плотности солнечного ветра.
Исследовано воздействие больших и быстрых изменений динамического давления солнечного ветра на магнитосферу Земли.
ГЛАВА 3 посвящена сопоставлению одновременных наблюдений больших и резких скачков потока ионов солнечного ветра на нескольких космических аппаратах.
На основе анализа временных задержек в наблюдении на нескольких космических аппаратах фронтов больших и резких скачков потока ионов (плотности) плазмы солнечного ветра определена ориентация этих фронтов как относительно линии Солнце — Земля, так и в трехмерном пространстве.
Построены гистограммы распределений величин наклонов относительно линии Солнце — Земля.
Рассмотрен вопрос о применимости базовой гипотезы о том, что фронт резкого скачка действительно можно считать достаточно плоским для расстояний между космическими аппаратами в несколько десятков И-е.
Для отдельных событий с достаточно сильным изменением модуля межпланетного магнитного поля, синхронным с изменением потока ионов солнечного ветра, было проведено сопоставление ориентаций плазменных и магнитных фронтов.
В ГЛАВЕ 4 рассмотрен вопрос о балансе и дисбалансе давления на резких скачках потока ионов солнечного ветра.
Описана методика вычисления полного (теплового + магнитного) давления в плазме солнечного ветра.
Приведены результаты статистики баланса давлений на резких границах.
Исследовано влияние возможной анизотропии ионной температуры как причины дисбаланса таким образом оцененного давления.
Оценено соотношение вкладов теплового и магнитного давлений в случаях с сохранением и не сохранением полного давления.
Рассмотрен вопрос возможной эволюции мелкомасштабных структур в результате дисбаланса давлений.
Проведена ориентировочная классификация рассматриваемых резких границ по гидродинамическим типам разрывов.
В ЗАКЛЮЧЕНИИ сформулированы основные результаты и выводы работы.
Результаты работы продемонстрировали эффективность использования данных измерений спутника ИНТЕРБОЛ-1 для выявления быстрых вариаций в солнечном ветре. В заключение сформулируем эти результаты:
Проведено детальное исследование резких границ мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра, на основе систематических измерений спутника ИНТЕРБОЛ-1 с высоким временным разрешением (измерения проводились на орбите Земли). Такие границы наблюдаются как быстрые и большие по амплитуде изменения потока ионов солнечного ветра. На большой статистике была определена «встречаемость», т. е. частота наблюдения резких изменений потока ионов (и динамического давления) солнечного ветра в зависимости от их амплитуды: от примерно 50 раз в сутки для о л 1 изменений в пределах 0.5−1.0−10 см" с" до одного раза в 5 суток для изменений, о *у л превышающих 8−10 см" с". По относительной величине резкие изменения потока ионов распределены в диапазоне от 20% до нескольких раз. Детально изучены о 2 1 свойства резких и больших изменений потока ионов (превышающих 4−10 см* с). Показано, что наиболее часто встречается возрастание или спад потока (динамического давления) в 1.5−2 раза, а также что большие по амплитуде (>4−108 см" 2 с" 1) изменения потока ионов солнечного ветра в большинстве случаев происходят весьма быстро. Более чем в 50% случаев указанные изменения наблюдаются за времена < 1 мин, в 20% случаев длительность событий составляет < 5 с. Наблюдаются также отдельные события с длительностью фронта, равной долям секунды. Информация о длительности наблюдаемых событий, о скорости и температуре солнечного ветра, а также напряженности магнитного поля позволяет оценить пространственную толщину границ рассматриваемых плазменных структур, которые в случае резких границ могут составлять всего несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов.
Проведено подробное исследование поведения параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля для группы событий с изменением потока >4−108 см" 2 с" 1. Показано, что большая часть изменений потока ионов солнечного ветра сопровождается очень малыми изменениями переносной скорости: в 60% случаев переносная скорость изменяется менее чем на 10 км/с, то есть изменения потока являются преимущественно изменениями плотности и не перемещаются относительно среды. В некоторых случаях изменения модуля и направления межпланетного магнитного поля на границе структуры также малы, примерно в 30% случаев изменение модуля магнитного поля составляет менее 2 нТ и примерно в.
40% случаев направление магнитного поля остается неизменным в пределах менее 30°.
Проанализирован вопрос о возможных условиях наблюдения резких границ плазменных структур солнечного ветрапоказано, что они преимущественно наблюдаются в медленном или среднескоростном солнечном ветре, имеющем высокую плотность, и практически не связаны с приходом к Земле магнитных облаков и областей взаимодействия быстрого и медленного солнечного ветра.
Обнаружена неравномерность распределения описываемых явлений по шкале временипоказано, что резкие и большие скачки плотности солнечного ветра группируются в отдельных интервалах, составляющих только малую долю полного периода наблюдений.
Обсуждается вопрос — возникают ли наблюдаемые на орбите Земли резкие скачки плотности солнечного ветра вблизи Солнца или же они формируются при движении солнечного ветра от Солнца до Земли. Было высказано предположение о том, что рассматриваемые события — результат проявления на орбите Земли тонкой лучистой структуры пояса стримеров короны Солнца, то есть они должны наблюдаться, главным образом, в гелиосферном плазменном слое, однако результаты наблюдения резких скачков потока (плотности) плазмы не дали убедительных доказательств в пользу этой гипотезы. Что касается возможности возникновения подобных явлений по пути движения солнечного ветра от Солнца до Земли, то с одной стороны если подобные резкие границы образовывались бы на Солнце, то в процессе распространения от Солнца до Земли (150 млн км) они скорее всего размывались бы динамическими процессами (см. раздел 2.6 главы 2), с другой стороны в нескольких событиях наблюдалось, что весьма резкие границы структур солнечного ветра (с длительностями около 1 с и менее) на пути от КА WIND до КА ИНТЕРБОЛ-1 не расплываются и не деформируются при движении солнечного ветра на расстояниях до 1 млн км, из чего складывается впечатление что подобные резкие границы возникают в результате динамических процессов в солнечном ветре и сохраняются на не очень больших промежутках (по крайней мере на 1 млн. км). Вопрос о характере плазменных неустойчивостей, которые, как можно предположить, приводили бы к сильному укручению фронтов неоднородностей плотности на пути движения плазмы от Солнца к Земле, остается еще неисследованным.
Проведено сопоставление больших и быстрых изменений динамического давления солнечного ветра по данным спутника ИНТЕРБОЛ-1 и аппарата WIND с одновременными возмущениями магнитного поля в магнитосфере, измеренными на геостационарной орбите на спутниках GOES-8, 9 и 10. Показано, что быстрые и большие изменения динамического давления солнечного ветра всегда являются причиной быстрых вариаций магнитного поля во внешней магнитосфере независимо от поведения межпланетного магнитного поля. На отдельных примерах показано, что воздействие резких и больших по амплитуде изменений динамического давления солнечного ветра проявляется также и в наземных наблюдениях, приводя к синхронным возмущениям геомагнитного поля на низких широтах и к возбуждению низкочастотных пульсаций на высоких широтах.
Проведено сопоставление одновременных наблюдений больших и резких скачков потока ионов солнечного ветра на нескольких космических аппаратах. Такое сопоставление свидетельствует об их хорошей корреляции, что указывает на достаточную (не менее одного часа) стабильность их во времени и довольно высокую однородность в направлении, перпендикулярном линии Солнце — Земля, на масштабе порядка 50−80 Re. Рассмотрена возможная зависимость отличий в амплитуде и виде скачка от пространственного расположения аппаратов, не обнаружено корреляции этих различий с изменением расстояния между аппаратами как вдоль линии Солнце — Земля, так и поперек нее на указанных масштабах.
На основе анализа временных задержек в наблюдении на нескольких космических аппаратах фронтов больших и резких скачков потока ионов (плотности) плазмы солнечного ветра удалось впервые определить ориентацию этих фронтов как относительно линии Солнце — Земля, так и в трехмерном пространстве. На основе информации о расположении аппаратов и о величине задержки (как разнице между различием во времени наблюдения фронтов на разных КА и времени конвективного движения солнечного ветра между ними) для каждого из исследуемых явлений были проведены оценки угла, отражающего ориентацию соответствующих фронтов.
Определение углов наклонов фронтов в трехмерном пространстве проводилось аналогичным образом, но с использованием данных трех и более аппаратов. Наклоны резких фронтов потока (плотности) плазмы к линии СолнцеЗемля или к плоскости эклиптики и плоскости XseZse имеют достаточно широкий спектр распределения ориентации нормалей к фронту вплоть до самых больших отклонений. При этом несколько преобладает число фронтов, ориентированных в направлении закрутки паркеровской спирали. Средний наклон рассмотренных фронтов к плоскости, перпендикулярной линии Солнце — Земля, составляет около 30°, однако количество фронтов с большими углами наклона (больше 30°) составляет около 50% от общего их числа. Пространственное распределение углов ориентации плоскости фронта часто соответствует большим наклонам фронта к обоим координатным плоскостям — XseYse и XseZse.
Важнейшим вопросом для оценки надежности полученных выше наклонов фронтов плазмы является применимость базовой гипотезы о том, что фронт резкого скачка действительно можно считать достаточно плоским для расстояний между космическими аппаратами в несколько десятков Re. Проверка этого предположения была сделана путем сравнения углов наклона, определенных для одного и того же события независимо по задержкам наблюдений на двух разных парах аппаратов: ИНТЕРБОЛ-1 / WIND и IMP-8 / WIND (или Geotail / WIND). Совпадение этих оценок для разных пар свидетельствовало об обоснованности в большинстве случаев гипотезы о плоском фронте для рассматриваемых масштабов (-80 Re).
Таким образом, общепринятое предположение об ориентации резких фронтов плазмы перпендикулярно линии Солнце — Земля выполняется (с точностью ± 30°) лишь примерно в половине событий. Данный факт важно учитывать при исследовании пространственно-временных корреляций параметров солнечного ветра по нескольким космическим аппаратам. Вопрос о взаимодействии солнечного ветра с магнитосферой также требует учета ориентации фронтов в плазме и в магнитном поле для более точной оценки времени прихода возмущений и положения области их набегания на околоземную ударную волну и магнитопаузу.
Для отдельных событий с достаточно сильным изменением модуля межпланетного магнитного поля, синхронным с изменением потока ионов солнечного ветра, было проведено сопоставление ориентаций плазменных и магнитных фронтов. Показано хорошее соответствие этих ориентаций для нескольких конкретных случаев.
Рассмотрен вопрос о балансе и дисбалансе давления на резких скачках потока ионов солнечного ветра. Приведены результаты статистики баланса давлений на 207 резких границах. В 55% событий суммарное (т.е. изотропное тепловое плюс магнитное) давление сохраняется на границе с точностью до 10%, однако в 13% событий суммарное давление меняется на границе более, чем на 30%. Влияние возможной анизотропии ионной температуры как причины дисбаланса таким образом оцененного давления оказывается весьма малым. Для этой оценки был проведен статистический анализ анизотропии протонных температур (по данным прибора SWE на аппарате WIND) для ряда рассматриваемых событий (155 событий). Показано, что в среднем анизотропия температуры ионов как для случаев с сохранением, так и для случаев с несохранением баланса давлений составляет приблизительно 1.1. Число событий с анизотропией 1.2 -1.4 несколько преобладает для событий с дисбалансом давлений. При замене в оценке баланса давлений изотропной температуры на перпендикулярную магнитному полю составляющую ионной температуры количество событий с дисбалансом давлений уменьшилось на 15% (по отношению к оценке на основе изотропной температуры), а число событий с балансом давлений увеличилось на 2%, так что можно сказать, что существенных изменений в статистических результатах не наблюдалось.
Показано, что в тех случаях, когда баланс давлений сохраняется, магнитное давление обычно сравнимо по величине с плазменным давлением. В тех же случаях, когда баланс давлений не сохраняется, изотропное тепловое давление, как правило, заметно преобладает над магнитным давлением. Для событий с несохранением баланса давлений может быть рассмотрена возможная эволюция размеров мелкомасштабных структур солнечного ветра. Сравнение наблюдения эволюции узкого импульса потока и магнитного поля в плазме солнечного ветра с результатами МГД — моделирования изменения ширины импульса в движущейся межпланетной среде дает хорошее их совпадение.
Проведена классификация рассматриваемых резких границ по гидродинамическим типам разрывов, в частности, около 50% этих границ удовлетворяют признакам тангенциального разрыва.
Научная новизна исследований составляющих основу диссертации:
На основе систематических измерений потока ионов солнечного ветра с высоким разрешением (вплоть до 60 мс) в данной работе впервые на большой статистике показано существование большого числа структур солнечного ветра с очень резкими границами (толщины этих границ могут составлять только несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов), и определены их основные статистические характеристики.
Впервые показано, что резкие границы структур солнечного ветра, наблюдающиеся на орбите Земли как быстрые изменения потока ионов солнечного ветра, в большинстве случаев не сопровождаются изменениями скорости солнечного ветра, то есть являются преимущественно изменениями плотности и неподвижны относительно межпланетной среды.
Кроме того впервые, показано, что в большинстве случаев амплитуда и длительность возрастания или спада потока ионов на резкой границе солнечного ветра практически не меняются при его движении от точки либрации (1.3 млн км) к Земле, т. е. граница остается неизменной (не расплывается) на интервалах не менее одного часа (время распространения солнечного ветра вдоль указанного расстояния).
Впервые были проведены систематические оценки наклонов резких фронтов плазмы солнечного ветра на основе многоточечных наблюдений (с использованием данных двух и более космических аппаратов).
Впервые выполнены систематические оценки изменения полного давления на резких границах плазменных структур солнечного ветра. Показано, что лишь в половине случаев можно утверждать, что с точностью до 10% соблюдается баланс давлений на таких границах.
Основные положения, выносимые на защиту.
1. Мелкомасштабные и среднемасштабные структуры солнечного ветра довольно часто имеют очень тонкие границы (толщина границ рассматриваемых плазменных структур может составлять всего несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов), которые наблюдаются как резкие (длительностью менее 10 мин) изменения потока ионов солнечного ветра при рассмотрении данных измерений с временным разрешением не хуже 1 с. Такие границы встречаются с частотой от ~ 50 раз в сутки для изменений потока в о 1 пределах 0.5−1.0−10 см" с* до одного раза в 5 суток для изменений, 8 2 1 превышающих 8−10 см" с" .
2. Большая часть (около 60%) резких изменений потока ионов солнечного ветра сопровождается очень малыми (менее 2%) изменениями переносной скорости, то есть это преимущественно изменения плотности. В некоторых случаях изменения модуля и направления межпланетного магнитного поля на резких границах плазменных структур также малы. о 1.
3. Резкие и большие (>4−10 см" с" за 10 мин) изменения ионного потока наблюдаются преимущественно в солнечном ветре, который имеет плотность заметно более высокую, чем средняя, и является медленным или среднескоростным.
4. Быстрые и большие (более 2 нПа) изменения динамического давления солнечного ветра, даже при отсутствии изменения ориентации и величины межпланетного магнитного поля, являются причиной подобных им быстрых вариаций магнитного поля во внешней магнитосфере и приводят к синхронным возмущениям геомагнитного поля на низких широтах, а также к возбуждению низкочастотных пульсаций на высоких широтах по данным наземных наблюдений.
5. Ориентация фронтов резких границ плазменных структур солнечного ветра, в среднем, имеет существенные отклонения от плоскости, перпендикулярной линии Солнце — Земля. Резкие фронты плазмы перпендикулярны линии Солнце.
— Земля (с точностью ± 30°) лишь примерно в половине событий, в остальных случаях наблюдаются фронты с заметно большими углами наклона.
6. В подавляющем большинстве случаев изменения потока ионов солнечного ветра и модуля магнитного поля имеют противоположный знак, то есть имеется тенденция к сохранению баланса давлений на границах структур солнечного ветра. При этом примерно в половине событий суммарное (т.е. тепловое плюс магнитное) давление меняется на границе более, чем на 10%, а в 13% событий даже более, чем на 30%. В тех случаях, когда баланс давлений сохраняется, магнитное давление обычно сравнимо по величине с тепловым давлением. В противном случае тепловое давление, как правило, заметно преобладает над магнитным.
В заключении автор приносит глубокую благодарность всем коллегам, чья помощь способствовала выполнению работы, и в первую очередь своему научному руководителю Георгию Наумовичу Застенкеру за постоянную поддержку и терпение при подготовке данной работы. Также автор хочет поблагодарить заведующего лабораторией, в которой была выполнена работа, Ю. И. Ермолаева, а также выразить свою благодарность за плодотворное сотрудничество своим соавторам по анализу и интерпретации научных результатов вошедших в диссертацию, — H.JI. Бородкову, H.H. Шеверева, A.A. Скальского, А. Ю. Асадчего, П. А. Далина, О. В. Хабарову из ИКИ, H.A. Бархатова, A.B. Королева из НГПУ, В. Г. Еселевича, М. В. Еселевича, В. А. Пархомова из ИСЗФ, Дж. Ричардсона из MIT (г. Кембридж, США). Автор благодарит А. А. Скальского за предоставление данных по магнитному полю со спутника ИНТЕРБОЛ-1, а также А. Лазаруса и Т. Мукаи (авторов соответствующих экспериментов на аппаратах WIND и Geotail) за предоставление данных по измерениям солнечного ветра. Автор искренне благодарен за содействие руководителю отдела 54, директору ИКИ РАН — член. кор. РАН, профессору Л. М. Зеленому.
Наконец не имея возможности упомянуть поименно всех участников многочисленных экспериментов, результаты которых использовались в диссертации, автор выражает всем им свою признательность.
Список опубликованных работ автора по теме диссертации.
1. Рязанцева М. О., Далии П. А., Застенкер Г. Н. Статистический анализ быстрых и больших импульсов потока ионов (плотности) солнечного ветра по данным спутника «Интербол-1». Труды конференции по физике солнечно — земных связей, Иркутск, 24−29 сентября 2001 г. // Солнечно-земная физика. Вып.2 (115). Иркутск. С.89−92. 2002.
2. Застенкер Г. Н. Далии П. А, Рязанцева М. О. О надежности предсказания прихода к Земле возмущений солнечного ветра и межпланетного магнитного поля по данным удаленного монитора. Труды конференции по физике солнечно-земных связей, Иркутск, 24−29 сентября 2001 г. // Солнечно-земная физика. Вып.2 (115). Иркутск. С.64−67. 2002.
3. Рязанцева М. О., Далин П. А., Застенкер Г. Н., Пархомов В. А., Еселевич В. Г., Еселевич М. В., Ричардсон Дж. Свойства резких и больших скачков потока ионов (плотности) солнечного ветра // Космич. исслед. Т.41. № 4. С. 405−416. 2003а.
4. Рязанцева М. О., Далин П. А., Застенкер Г. Н., Ричардсон Дж. Ориентация резких фронтов плазмы солнечного ветра // Космич. исслед. Т.41. № 4. С. 395−404.20 036.
5. Бархатов H.A., Королев A.B., Застенкер Т. Н., Рязанцева М. О., Далин П. А. МГД — моделирование динамики резких возмущений межпланетной среды в сравнении с наблюдениями на космических аппаратах // Космич. исслед. Т.41. № 6. С. 563−573. 2003а.
6. Бархатов H.A., Королев A.B., Застенкер Г. Н., Рязанцева М. О., Далин П. А. МГД — моделирование плазменных импульсов в солнечном ветре // Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности. Сборник докладов конференции. Нижний Новгород. С.201−204. 20 036.
7. Рязанцева М. О., Хабарова О. В., Застенкер Г. Н., Ричардсон Дж. Резкие границы пламенных структур солнечного ветра и баланс давлений на них // Космич. исслед. Т. 43. № 3. С.163−170,. 2005.
8. Riazantseva М.О., Dalin P.A., Zastenker G.N. Statistical study of the sharp and large solar wind ion flux changes by INTERBALL-1 satellite measurements//Proceedings of WDS'01 Conference. Part II. Physics of plasmas and ionized media. P.233−238.2001.
9. Riazantseva M.O., Dalin P. A, Zastenker G.N. Orientation of the sharp solar wind plasma fronts // Proceedings of WDS'02 Conference. Part II. Physics of plasmas and ionized media. P.238−243. 2002.
10.Riazantseva M.O., Skalsky A. A, Zastenker G.N., Asadchy A.Yu. Comparision of the inclinations of near simultaneous sharp solar wind plasma and IMF phase fronts // Proceedings of WDS'03 Conference. Part II. Physics of plasmas and ionized media. P. 276−281.2003.
11. Riazantseva M.O., Zastenker G.N., Richardson J.D. The Sharp Boundaries of the Solar Wind Plasma and Magnetic Field Structures // Proceedings of international conference «Problems of Geocosmos «. St-Petersburg. P.146−149.2004.
12. Borodkova N. Zastenker G., Riazantseva M., Richardson J. Large and sharp solar wind dynamic pressure variations as a source of geomagnetic field disturbances at the geosynchronous orbit// Planet. Space Sei., V.53. № 1−3. P. 25−32.2005.
13. Parkhomov V. A., Riazantseva M. O., Zastenker G. N. Local amplification of auroral electrojet as a response to a sharp solar wind pressure pulse // Planet. Space Sei., V.53. № 1−3. P.265−274. 2005.
Заключение
.
