Physics of auroral phenomena : proceedings of the 39th annual seminar, Apatity, 29 February-4 March, 2016 / [ed. board: N. V. Semenova, A. G. Yahnin]. - Апатиты : Издательство Кольского научного центра РАН, 2016. - 167 с. : ил., табл.

Геомагнитная активность структуры магнитных облаков рассматриваемый поток данных разложить в ряд Фурье, затем удалить низкочастотные составляющие спектра и выполнить обратную свертку оставшихся гармоник, то в полученной последовательности данных останутся только высокочастотные колебания модуля магнитного поля, характеризующие оболочку облака. Таким образом можно уточнить границы оболочки магнитных облаков. Поскольку оболочка представляет собой область за ударной волной, следовательно, ее передняя граница соответствует ударной волне. На Рис.lb показаны результаты такой обработки данных для магнитного облака 15.07.2000. Верхняя панель соответствует результатам свертки высокочастотных гармоник из ряда Фурье, нижняя панель - динамический спектр, построенный на ее основе. Рисунок 1. а) Динамический спектр исходных данных по модулю межпланетного магнитного поля; Ь) Динамический спектр высокочастотной части данных. В результате проведенного спектрального анализа установлено, что при переходе из солнечного ветра в турбулентную оболочку мощность высокочастотной части спектра увеличивается в среднем на 2 порядка; а при переходе из оболочки в тело магнитного облака мощность высокочастотной части спектра напротив уменьшается на 2-4 порядка. 3. Условия существования магнитных облаков сопровождаемых ударными волнами Определение условий возникновения ударных волн перед магнитными облаками выполнено путем анализа распределения основных параметров среды и магнитного поля в теле магнитных облаков по их скоростям V o th относительно солнечного ветра. Из рассмотренных 75 облаков 29 не имели ударных волн, а остальные 46 ими сопровождались. В качестве основных параметров магнитных облаков рассматривались их скорость относительно солнечного ветра (V o th ), скорости альвеновских (V a) и звуковых (V s) волн в теле облака, концентрация (п), гидродинамическое (р) и магнитное (рш) давления и температура (Т). На Рис.2, в качестве примера, показаны полученные распределения скорости альвеновских и звуковых волн (Рис.2а, Ь, соответственно). На диаграммах Рис. 2 треугольники отвечают магнитным облакам без ударных волн, кружки - облакам с ударными волнами. 2S0 ■ 200 ' 150 • а 200 330 40G 53S 2355 3& V o th , к м / с У о т н , у м / с Рисунок 2. Распределение скорости альвеновских Va (а) и звуковых Vms (Ь) волн, зарегистрированных в теле магнитных облаков, в зависимости от скорости облаков относительно солнечного ветра. 75