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 Для волоконных потоков причиной которых, вероятно, являются транзиенты ЕР-типа, самым ярким является большое увеличение плотности (в 2-7 раз) относительно спокойного солнечного ветра. Часто эти возрастания плотности могут быть несжатыми (NCDE I типа (Коваленко, Филиппов, 1982), для них характерны: резкий фронт, небольшая длительность (At«l0 часов), время распространения до Земли составляет 3-4 дня, высокая плотность (п>« 25 см'3), скорость v>400 км/с и увеличенная величина ММП (В>10 нТ). Ударной волны перед ними часто нет. Однако приблизительно у половины таких явлений увеличение плотности происходит одновременно с ростом скорости и температуры протонов (Иванов, Харшиладзе, 1994). Для таких “сжатых” увеличений плотности часто имелись внезапные начала (SC и SI) и ударная волна. По сравнению со вспышечными потоками, волоконные потоки являются плотными, медленными, холодными. Остановимся еще на одном аспекте солнечно-земного взаимодействия. Часто солнечная активность развивается так, что на орбиту Земли могут приходить потоки одновременно от нескольких солнечных источников: это зависит как от сценария солнечной бури, так и от местоположения этих источников, когда взаимодействуют как квазистационарные потоки, так и транзиентные. 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. Для 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 табл.3.3. Таблица 3.3 Характеристики различных типов потоков солнечного ветра Параметры |гтс |Стример ВСП от КД Кромка ВСП (Ударный слой [ СМЕ Vp(km/s) Up(cm'3) Гр (104 К) В| (пТ) 300-400 15-50 <10 4-8 350-400 10-20 2-7 7-10 450-650 2-8 >10 <10 400-500 5-15 <10 >10 450-700 10-30 10-30 10-20 450-600 10 <10 10-15 561