Physics of auroral phenomena : proceedings of the 40th annual seminar, Apatity, 13-17 March, 2017 / [ed. board: N. V. Semenova, A. G. Yahnin]. - Апатиты : Издательство Кольского научного центра РАН, 2017. - 143 с. : ил., табл.

М.А. Челпановидр. воздействием высокоскоростного потока из корональной дыры (СН647). Максимальные значения планетарного индекса Кр достигали значений 3+. На основе авроральных индексов и данных наземных обсерваторий зарегистрировано усиление суббуревой активности, вызванной переориентацией Bz- компоненты ММП и ее длительными отрицательными значениями. Это привело к развитию кольцевого тока (минимальные значения SYM-H= -41 нТл). Одновременно с радаром на спутнике Van Allen Probes (RBSP-B) зарегистрированы колебания с близкими по значению частотами, порядка 4.2 мГц. В этот момент спутник находился в послеполуночном секторе магнитосферы на 3.0-4.1 MLT, и двигался в направлении Земли от L= 4.8 - 4.0 R e - Событие происходило в области с низкой плотностью протонов за пределами плазмосферы. На рис. 2 представлены колебания, отфильтрованные в диапазоне Рс5, радиальной (Вг) и продольной (Bi) компоненты магнитного поля и их вейвлет спектры. Азимутальная компонента не представлена т.к. имеет значительно слабее колебания. В нижней части рисунка приведены колебания и их спектр по данным радара. Рисунок 3. Слева: возмущение продольной (В|) компоненты магнитного поля (черным) и возмущение давления (5Р-Ц серым) по данным RBSP-B. Справа: возмущение продольной (В») компоненты магнитного поля (черным) и возмущение потока протонов (5J/J) с энергией 5.23 keV по данным того же спутника. На рис. 3 показано возмущение продольной компоненты магнитного поля. Для наглядности оно отображено на одном графике с возмущением давления. Кроме того, этот же параметр совмещен на одном графике с потоком протонов с энергией 5,23 keV. Видно, что колебания давления плазмы и потоков протонов находятся в противофазе с продольной компонентой волны. Это указывает на компрессионный характер колебаний. Данные спутника также были использованы для того, чтобы оценить возможность принадлежности волны к альфвеновской моде. На основе измерений параметров плазмы и магнитного поля в магнитосфере мы смоделировали частоту собственных колебаний силовой линии, в основании которой радаром были зарегистрированы колебания, используя приближение дипольного магнитного поля Таким образом, мы оценили аттьфвеновскую скорость и, ссоответственно, собственную частоту колебаний на этой оболочке. На тех магнитных оболочках, на которых наблюдались колебания, альфвеновская частота находилась в пределах 16- 28 мГц, что в несколько раз превышает частоту колебаний (от 3.3 мГц до 4.0 мГц), зарегистрированных радаром в вариациях скорости ионосферной плазмы (рис. 4). Это является дополнительным аргументом в пользу кинетической природы волны. Наиболее возможным вариантом является дрейфовая компрессионная мода. 4.9 4 7 4 5 4.2 4.0 L. RE 4.9 4.7 4.5 4.2 4.0 L. Rg Рисунок 4. Модельная альфвеновская скорость ( V a ) и альфвеновская частота (fA). 4. Обсуждение Хотя далеко не все колебания, наблюдающиеся с помощью радаров, можно одновременно регистрировать на спутниках, для многих событий имеется возможность получить данные о параметрах среды в магнитосфере во время наблюдений. Мы провели анализ 16 таких случаев, чтобы определить, какая часть из наблюдаемых колебаний может быть отнесена к альфвеновской моде. Спутники Van Allen Probes либо THEMIS в каждом 64