Успенский, М. В. Полярные сияния и рассеяние радиоволн / Успенский М. В., Старков Г. В. ; ред.: Л. С. Евлашин ; Акад. наук СССР, Кол. фил. им. С. М. Кирова, Поляр. геофиз. ин-т. – Ленинград : Наука, 1987.

Прос транс тв енно - в ременные х а ра кт е рис тики полярных сияний и ра ди оа вро ры , особенности динамики и физические причины, при в одящие к их обр а з ов анию , трудно понять без знания с т р у к туры ма гнитосферы. О ма г нитосфере напис ано много специальных ст ат ей. Теория ее о б р а з о в а н и я ра с смо тре на , например , в книгах [2, 69, 105, 113, 129]. Не пре тендуя на полноту и с трогос ть и зл ожени я , мы кра т ко ос т ановимс я в этом ра зд ел е на физиче ских ид еях об р а з о ва ни я ма гнито сфе ры и ее с труктуре . Подробные с в е дения о ма гнитосфере можн о найти в упомянутых выше работ ах . 1.1. Солнечный ветер Солнечный ветер пред с т а вл яе т собой непрерывно р а сши р яю щуюся солнечную корону, сос то ящую из полностью ионизованной, высокот емпера турной пл а змы ( Т ~ 1 0 6 К) . Св ое обра з и е солнечной короны з а ключа е т с я в том, что она на гр ев а е тся ниж е л еж ащими суще с твенно более холодными слоями , т емп е р а тура которых по р я дк а 6 • 104 К- Пр едпол а г а е т с я , что со лн е чн а я корона н а г р е в а е тся з а счет диссипации энергии гидродинамич е ских волн, которые во зникают в конвективной зоне над фо тосфе рой и з а тухают в хромосфере и солнечной короне, н а г р е в а я эти обла с ти . В свя зи с низкой плотнос тью потери солнечной короны на излучение незначит ельны. Дин ами ч е с к а я т еория солнечной короны была пр е дложена Па р к е р ом [107, 441, 442 ] . По его ра с че т ам солнечная корона д о лж н а непрерывно р а сши р я ть с я с пос тоянно ув еличивающейс я скоростью. Плотнос ть г а з а убыва е т с ра с с тоянием , как г2. На чи н а я с некоторого г, ра сшир ени е происходит ади аба тиче ски . Такое непрерывное ра сшир ени е Па р к е р н а з в а л солнечным ветром. Подробный обзор т еорий солнечного ве тра д ан в [177]. Средние па раме т ры солнечной пл а змы следующие: пл о т н о с т ь— 1 - 7 - 10 ч а с т и ц / с м 3, скорос ть — около 400 км/ с , га з э л е к трически нейтральный, динамич е с кое д ав л е ни е определяе т ся пр о тонами , скорос ть пл а змы с ве рх з в ук о в а я и сверх аль венов ска я . Конц ент рация а - ч а с т иц не боле е 5 %, но т а к как их мас с а в 4 р а з а больше мас сы протонов, то их энерг етиче ский в к л а д с ос т ав ля е т около 20 %. О бщ а я потеря мас сы з а счет солнечного ветра р а вна 10й — 10 г / с , т. е. 10 — 10-14 ма ссы Со лнц а в год. Такой ра сход не игра е т з аме тной роли в обще й эволюции Солнца. Пл а з м а солнечной короны в на ча ле своего д в иже ни я проходит чере з значит ельное ма гнитное поле с амого Солнца , выт я г и в ая и у в л е к а я з а собой ма гнитные силовые линии. От сюда в солнечном ветре по яв ля е т с я ма гнитное поле, «вмороженно е» в плазму. Под вмороже ннос тью понима е тся т а к а я ситуация , при которой магнитный поток через какую- то фикс ир ов анную обла с т ь ост ае т ся пос тоянным. Физически это означ а е т , что изменение ма гнитного потока через з амкнутый контур вызыва е т ток с амоиндукции , который компенсируе т изменение первичного ма гнитного потока. При бесконечной проводимос ти комп енс ация будет полной. 6