Физика околоземного космического пространства. Гл. 3, 4 / Рос. акад. наук, Кол. науч. центр, Поляр. геофиз. ин-т. – Апатиты : [б. и.], 2000. – 708 с.

Физика околоземного космического пространства пространство между фронтом ударной волны и самим СМЕ, называемое ударным слоем) является эффектом драпировки силовых линий около СМЕ, тогда как ориентация поля внутри самих СМЕ определяется условиями на Солнце. Очень большие геомагнитные бури вызываются СМЕ с ударной волной или только ударной волной, большие бури могут вызываться также и только СМЕ. Очевидно, что ударная волна может наблюдаться в отдельной точке и без СМЕ, так как ударная волна занимает значительно большее пространство (110-180°), чем вызывающий ее СМЕ (50-70°). Таким образом, транзиентные выбросы материала от Солнца в форме СМЕ являются лучшим связующим звеном между солнечной активностью и нерекуррентными событиями в земной магнитосфере. Поведение СМЕ во времени смоделировано (Chen, Garren, 1993). Нестационарные потоки в межпланетном пространстве на орбите Земли имеют две большие структурные области: ударные волны и магнитные облака. Приход ударной волны на Землю идентифицируется по основным двум критериям (Застенкер, Бородкова, 1984; Borrini et al., 1982; Иванов, 1996): 1. Регистрация в магнитном поле Земли внезапного начала SC или внезапного импульса SI; 2. Большое резкое и одновременное изменение параметров солнечного ветра: Av>150 км/с; п и Т могут увеличиться в-несколько раз; Д|В|>0, повышение флуктуаций электрического поля и потока плазмы, резкое увеличение потока энергии. Время запаздывания ударной волны относительно солнечной бури составляет A/=tsc-t6ypH=24-48 ч. Вспышечные и волоконные потоки Исторически сложилось так, что спорадические потоки, инициированные большими солнечными бурями с солнечными вспышками, называют вспышечными (пример поведения параметров во вспышечном потоке показан на рис.3.74), а инициированные внезапными исчезновениями волокон - волоконными. Поскольку они имеют на орбите Земли несколько разные характеристики, то будем рассматривать их отдельно и называть вспышечными и волоконными. В моделях вспышечных потоков выделяют либо, как в работе (Хундхаузен, 1976), две границы, фронт быстрой МГД - ударной волны и граница вспышечного выброса и две структурные области: ударный слой и вспышечный выброс, либо как в работах Иванова (1984, 1996) пять структурных границ: фронт быстрой ударной волны Sf; фронт медленной ударной волны Ss; магнитопауза магнитного облака Ri; внутренняя граница пограничного слоя Ri , 559