Структура магнитно-ионосферных и авроральных возмущений / Акад. наук СССР, Кол. науч. центр, Поляр. геофиз. ин-т. – Ленинград : Наука, 1977. – 151 с.

оценивалась их максимальная амплитуда. Приблизительно на широте Лопарской наблюдается максимум амплитуды Рс5. Пульса­ ции Рс5 обычно начинались непосредственно после конца геомаг­ нитного возмущения (так называемые утренние Рс5), а возбужде­ ние пульсаций в послеполуденные часы зачастую предшествовало возмещению или проходило во время сравнительно спокойного периода в середине возмущения (подробней см. [2, 3]). Для исследования отбирались интервалы генерации Рс5 с по­ стоянным периодом длительностью не менее 1 часа. Период, так же как и амплитуда, определялся по компоненте Н. Внутри рас­ сматриваемого интервала определялась средняя величина пери­ ода с погрешностью, не превышающей +10 с. Для анализа использовались данные прямых измерений пара­ метров солнечного ветра во время наблюдений Рс5 на станциях Ловозеро и Лопарская при предположении, что наземные Рс5 мо­ гут быть связаны с параметрами солнечного ветра на полуденной стороне Земли вблизи фронта ударной волны. Использовались среднечасовые одновременные значения плотности ( N ), скорости (F) солнечного ветра, магнитного поля (В) и всех его компонент, по­ лученные на спутниках Эксплорер 33, 35. Необходимость введе­ ния временной поправки была показана в [7]. Если предположить, что ММП выносится радиально из Солнца с потоком плазмы, вра­ щаясь вместе с ним, то спираль, вдоль которой направлено ММП вблизи Земли, аппроксимируется касательной. Если определять время, необходимое для пробега солнечным ветром расстояния от точки пересечения касательной с линией Земля—Солнце до под­ солнечной точки на фронте ударной волны со скоростью V, то в общем случае возможно запаздывание примерно на 600 с. Для нашего сравнения Рс5 — явления, длящегося несколько часов, временного запаздывания можно не учитывать. Исключительный интерес представляет изучение зависимостей Т (F) и Т ( N ) (рис. 1), которое показывает, что период Т как в слу­ чае Рс2—Рс4 [8], так и в случае Рс5 не зависит от скорости сол­ нечного ветра. Типичные значения скорости V, при которых на­ блюдаются Рс5, сравнительно большие и составляют 500—700 км/с, а изменение концентрации частиц N происходит в пределах пер­ вого десятка. Такое же значение N характерно и для пульсаций с Т = 3 0—60 с. Нами было проведено сопоставление изменения пе­ риода Т и амплитуды А Рс5 с величиной межпланетного магнит­ ного поля В , а также изучены зависимости А ( N ) и А (У) (рис. 1). Авторы построили зависимости Т ( В х, Ву , Вг) и А ( В х, В у , Z?J. Эти графики здесь не приводятся, но они носят такой же характер, как и на рис. 1. Типичные значения поля В для Г = 2 0 0—400 с составляют приблизительно 4—9 у. Средняя амплитуда пульсаций наблюдается при определенных значениях В , N и V. Можно уве­ ренно сказать, что большие амплитуды Рс5 наблюдаются при по­ вышенных значениях параметров солнечного ветра. О сложности характера связей свойств пульсаций с межпла­ 116