Physics of auroral phenomena : proceedings of the 38th annual seminar, Apatity, 2-6 march, 2015 / [ed. board: A. G. Yahnin, N. V. Semenova]. - Апатиты : Издательство Кольского научного центра РАН, 2015. - 189 с. : ил., табл.

JI.С. Рахманова и др. интервалах, что и коэффициент корреляции, по сглаженным по 100 с данным плотности и модуля МП. Зависимость Ng/N от RSD показана на рис. 3. Здесь и далее черными колонками показана зависимость для корреляции плотности, серыми - для модуля МП, а вертикальными отрезками показана оценка ошибок, связанных с различным числом интервалов N в каждой области выбранного параметра. Видно, что при увеличении амплитуды наблюдаемой в СВ плазменной или магнитной структуры вероятность наблюдения высокой корреляции между параметрами СВ и MCJI возрастает. Рисунок 3. Зависимость вероятности наблюдения Рисунок 4. Зависимость вероятности наблюдения высокой корреляции от амплитуды структур СВ на высокой корреляции от расстояния между точкой интервале. наблюдения в MCJI и магнитопаузой. В ряде работ [например, Gutynska et al., 2012] показано увеличение амплитуды флуктуаций параметров магнитного поля в MCJI при приближении спутника к магнитопаузе. Таким образом, при увеличении уровня флуктуаций корреляция параметров MCJI с параметрами СВ должна уменьшаться. Мы рассмотрели зависимость Ng/N от расстояния между спутником в MCJI и магнитопаузой - D. Положение магнитопаузы было рассчитано с использованием модели (Shue et al., 1997). Указанная зависимость приведена на рис. 4. Большие ошибки на расстояниях D>4 REсвязаны с устройством орбиты спутников THEMIS: большую часть рассматриваемого периода они находятся в подсолнечной области, а не на фланге магнитослоя. Никакой зависимости от расстояния между точкой измерения в МСЛ и магнитопаузой не наблюдается. Возможно, это связано с тем, что мы используем сглаженные данные, подавляя тем самым высокочастотную компоненту флуктуаций параметров МСЛ. Поскольку уровень корреляции сильно зависит от параметра RSD, для дальнейшего изучения мы выбрали только интервалы с RSD>10%, то есть интервалы, на которых в СВ наблюдаются структуры с большими амплитудами. Значение RSD=10% соответствует амплитуде структур -20% при нормальных условиях в СВ. На рис. 5 представлена зависимость Ng/N от: а) угла 0BN, б) плотности плазмы СВ, в) модуля межпланетного магнитного поля, и г) от скорости плазмы солнечного ветра. 0 BN- угол между направлением нормали к ОЗУВ и межпланетным магнитным полем. Данный угол, как было показано в литературе [см. например, Shevyrev and Zastenker , 2005] является ключевым фактором, определяющим уровень флуктуации параметров плазмы и магнитного поля в МСЛ за ОЗУВ. Как видно из рис. 5, взаимное направление межпланетного магнитного поля и нормали к ОЗУВ существенно влияет на уровень корреляции между параметрами СВ и МСЛ. Однако даже при 0BN~9O° высокая корреляция наблюдается менее чем в 60% случаев. Из рис. 5 также следует, что корреляция между параметрами СВ и МСЛ увеличивается при увеличении плотности плазмы СВ и модуля межпланетного магнитного поля и не зависит от скорости плазмы в СВ. Заключение и выводы Структуры плазмы и магнитного поля солнечного ветра подвергаются существенным изменениям в магнитослое. Проанализировав коэффициенты корреляции между параметрами плазмы и магнитного поля в СВ и МСЛ на большой статистике, мы выяснили, что: - Для данных, сглаженных по 100 с коэффициент корреляции и плотности, и модуля магнитного поля превышает 0.7 в 18% рассмотренных случаев; в 51% случаев корреляция обоих параметров не превышает 0.7. В 31% случаев коэффициент корреляции одного параметра превышает 0.7, а другого - нет. - Чем больше амплитуда структуры, пришедшей из солнечного ветра, тем меньше она подвержена видоизменению в магнитослое. Кроме того, вероятность наблюдения высокой корреляции увеличивается при увеличении плотности плазмы солнечного ветра, модуля ММП, угла 0BNи не зависит от скорости плазмы солнечного ветра. 101