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 Интенсивность диффузного свечения на экваториальной границе в ночные часы составляет 100 R для XI27.8 нм, кроме разреза в 22 MLT, когда эта граница попала на минимум свечения. В среднем по шести разрезам свечение на экваториальной, границе составляет (100+70) R, что хорошо совпадает с другими экспериментальными данными (см. например, (Feldstein, Galperin,' 1985). На дневной стороне интенсивность свечения на экваториальной границе несколько ниже и составляет (80+30) R. За приполюсной границей овала интенсивность свечения падает, однако средняя энергия остается относительно высокой, после чего наблюдается резкий спад как на дневной, так и на ночной стороне до уровня 0.4 кэВ и ниже. Для высокой магнитной активности радиус полярной шапки составляет ~8°, что совпадает с экспериментальными данными (Eather, Mende, 1971). Для других уровней магнитной активности отмеченные выше закономерности сохраняются. Максимум свечения и потока энергии высыпаний совпадает с положением овала. Экваториальное свечение в ночные часы связано с минимумом средней энергии авроральных электронов и с максимумом на дневной стороне. Границы полярной шапки можно определить по понижению Е 0, но этот эффект при ослаблении магнитной активности выражен менее четко. Наблюдается увеличение размеров полярной шапки с понижением магнитной активности. На рис.3.22 отчетливо видно, что вариации свечения повторяют изменения потока энергии и не зависят от средней энергии частиц. Для выявления зависимости интенсивности свечения от средней энергии была использована характеристика J/W, где J - интенсивность свечения, a W - вариации потока энергии. Она не зависит от местного времени, так как использовалась одна и та же модель нейтральной атмосферы, что приемлемо для исследования характеристик свечения в темное время при отсутствии дополнительной ионизации за счет ультрафиолетового излучения Солнца, когда возможны наземные оптические наблюдения. Расчет проводился для максимальной величины магнитной активности для высотного уровня 90 км. Полученные результаты представлены на рис.3.23. Для всей светящейся толщи атмосферы при увеличении энергии частиц это отношение увеличивается с ростом средней энергии и, при изменении Е 0 от 0.5 до 3.0 кэВ, увеличивается почти в два раза. Вариации интенсивности хорошо описываются формулой J = 103(1.45 + 0.89 lg Е 0) •W, О 1 где Е 0 измеряется в кэВ, a W в эрг см' -с‘ . Сплошная линия на рис.3.23 вычислена по приведенной формуле. Она позволяет по интенсивности свечения и одной из характеристик потока частиц определить второй параметр. 445