Физика околоземного космического пространства. Гл. 1 / Рос. акад. наук, Кол. науч. центр, Поляр. геофиз. ин-т. – Апатиты : [б. и.], 2000. – 216 с.

Глава 1 . Магнитосферно-ионосферные связи Ионосферные черты импульсов динамического давления солнечного ветра Поток солнечного ветра, обтекающий земную магнитосферу, характеризуется большими изменениями как магнитного поля, так и скорости и плотности солнечной плазмы. Это приводит к тому, что взаимодействие солнечного ветра с магнитосферой имеет динамическую природу, попытки анализа которой предпринимались многими исследователями. В работе (Sibeck et al., 1989) обнаружены сильные осциляции динамического давления солнечного ветра, которые повторяются примерно каждые 8-10 мин. Заметим, что этот временной интервал совпадает с периодом повторяемости FTE. Осциляции динамического давления, либо связанные с явлениями в ударной волне, либо присущие самому солнечному ветру, создают на магнитопаузе двигающиеся в хвост поверхностные волны. По результатам спутниковых наблюдений (Sibeck, 1990) исследованы случаи импульсного изменения динамического давления солнечного ветра. Показано, что на высокоширотных станциях возмущения магнитного поля очень близки к гипотетическим наземным чертам FTE. По крайней мере, три явления в солнечном ветре могут быть связаны с вариациями динамического давления: удары, дыры и тангенциальные разрывы. Удары характеризуются увеличением в солнечном ветре плотности и скорости и наблюдаются несколько раз в день. Дыры и тангенциальные разрывы мелкомасштабны. Считается, что при переходе через дыру сумма термального и магнитного давлений остается постоянной. Уменьшение магнитного поля сопровождается ростом динамического давления за счет увеличения плотности (а не скорости и температуры). Тангенциальные разрывы и дыры ориентированы вдоль спирали межпланетного магнитного поля и возникают с интервалами от нескольких минут до нескольких часов. Некоторые модели отклика магнитосферы и ионосферы на изменения динамического давления солнечного ветра изложены в соответствующих работах (Sibeck, 1990; Kivelson, Southwood, 1991; Sibeck, Croley, 1991; Glassmeier, Heppner, 1992). Динамическое давление в периоды осциляций меняется на фактор 3 (Sibeck et al., 1989). Эти изменения в солнечном ветре передаются через переходный слой к магнитопаузе, где они генерируют поверхностную волну. При увеличении динамического давления происходит локальное сжатие магнитопаузы и магнитосферы, а при уменьшении - локальное растяжение. Волна на границе магнитосферы будет двигаться в хвост с потоком переходного слоя. Предположим, что в солнечном ветре существует разрыв после которого давление несколько увеличивается. Увеличение давления сжимает часть магнитопаузы, с которой оно контактирует. Если разрыв ориентирован вдоль спирали ММП, то он ударит магнитопаузу сначала в 90