Размещено на http://www.allbest.ru/

кандидата физико-математических наук

Рязанцева Мария Олеговна

Москва 2005

Работа выполнена в Институте космических исследований Российской академии наук

Научный руководитель - д.ф.- м.н., ведущий научный сотрудник ИКИ РАН Застенкер Георгий Наумович

Официальные оппоненты:

д.ф.- м.н., Иванов Ким Григорьевич (ИЗМИРАН)

д.ф.- м.н., Клейменова Наталия Георгиевна (ИФЗ)

Ведущая организация: Астрономический институт имени П.К. Штернберга (ГАИШ МГУ)

Защита состоится « 29» ноября 2005 г. в 11 часов на заседании Диссертационного Совета Д 002.113.03 Института космических исследований РАН по адресу, Москва, Профсоюзная ул., 84/32, 2-й подъезд, конференц-зал.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИКИ РАН Автореферат разослан « 24» октября 2005 г.

Ученый секретарь

Диссертационного совета,

кандидат физико-математических наук ………../Буринская Т.М./

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Исследования солнечного ветра продолжают оставаться одним из основных направлений в космической физике. Можно выделить несколько факторов, определяющих внимание исследователей к данной тематике. Во-первых, свойства солнечного ветра отражают процессы, идущие непосредственно на Солнце, что дает нам возможность, изучая солнечный ветер, судить о природе явлений в короне Солнца и прямо регистрировать частицы вещества Солнца; во-вторых, солнечный ветер является источником почти всех магнитосферных возмущений и таким образом оказывает непосредственное влияние на Землю.

Хорошо известно, что, несмотря на высокую стабильность оптического излучения Cолнца, несущего основную часть приходящей к Земле энергии, солнечный ветер, являясь постоянно существующим фактором жизни Солнца, сильно изменчив и наблюдаются самые разнообразные вариации его физических свойств в широком диапазоне амплитуд, пространственных и временных масштабов. Наличие этих вариаций показывает, что расширение короны представляет собой гораздо более сложный процесс, чем стационарное истечение однородного потока плазмы, как изначально предполагалось в упрощенной паркеровской модели. Характерные временные масштабы явлений при этом меняются в широких пределах (от долей секунды до десятков часов и суток). Такая изменчивость солнечного ветра представляет значительный научный интерес (как проявление изменчивости солнечной короны). Практический интерес к этой проблеме связан с воздействием вариаций плазмы солнечного ветра на магнитосферу Земли, а вследствие этого, и на биосферу, и на техногенную сферу. В связи с этим в последнее время эта проблема вызывает интерес уже не только у научного сообщества, но и общества в целом.

Крупномасштабные (длительностью порядка нескольких дней и с пространственным масштабом порядка 100 млн км) вариации солнечного ветра изучены сравнительно хорошо. Границы крупномасштабных структур солнечного ветра, таких как высокоскоростные потоки, магнитные облака, медленный ветер в области гелиосферного токового слоя и т.п., являются сравнительно плавными - с характерным масштабом их измерений на космическом аппарате порядка часов. Различные волны в солнечном ветре (альфвеновские, магнитозвуковые и т.д.) также отличаются сравнительно медленным (десятки минут) и плавным изменением параметров. Пространственные масштабы порядка 1,5-2 млн км характерны для среднемасштабных структур солнечного ветра (длительность наблюдения 1-2 ч), а масштабы порядка 200-500 тыс км характерны для мелкомасштабных структур (длительность наблюдения 10-20 мин). Изменения параметров на границах структур среднего и малого масштаба могут иметь длительности от долей секунды до десятков минут. Наблюдение (и не только на ударных волнах) таких очень быстрых (скачкообразных) и больших по амплитуде изменений параметров на временных масштабах от единиц и долей секунды до нескольких минут отражает своеобразие солнечного ветра. В частности, одним из важных свойств солнечного ветра является наличие в нем резких (т.е. с крутыми фронтами) и больших по амплитуде скачков динамического давления плазмы, которые служат проявлением границ структур среднего и малого масштабов. Эти резкие изменения динамического давления заметно воздействуют на магнитосферу Земли.

Исследование таких событий стало возможным только с появлением систематических измерений плазмы с достаточно высоким временным разрешением; может быть, именно поэтому мелкомасштабным плазменным структурам, а также резким границам (порядка нескольких минут или даже секунд) среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра до сих пор не уделялось достаточного внимания. Изучению таких резких границ и была посвящена данная работа.

Цель работы

Цель диссертационной работы заключалась в экспериментальном исследовании резких границ мелкомасштабных и среднемасштабных структур плазмы солнечного ветра, их свойств и особенностей, поведения параметров солнечного ветра на таких границах, ориентации их в пространстве, изучении места таких явлений в общей картине солнечного ветра, а также результатов взаимодействия подобных резких границ с магнитосферой Земли. солнечный ветер плазма пространство

Научная новизна

На основе систематических измерений потока ионов солнечного ветра с высоким разрешением (вплоть до 60 мс) в данной работе впервые на большой статистике показано существование структур солнечного ветра с очень резкими границами (толщины этих границ могут составлять только несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов), и определены их основные статистические характеристики. Впервые показано, что резкие границы структур солнечного ветра, наблюдающиеся на орбите Земли как быстрые изменения потока ионов солнечного ветра, в большинстве случаев не сопровождаются изменениями скорости солнечного ветра, то есть являются преимущественно изменениями плотности и неподвижны относительно среды. Кроме того, показано, что в большинстве случаев амплитуда возрастания или спада потока ионов на резкой границе солнечного ветра практически не меняется при его движении от точки либрации (1,3 млн км) к Земле, т.е. граница остается неизменной на интервалах не менее одного часа (время распространения солнечного ветра вдоль указанного расстояния). Впервые были проведены оценки наклонов резких фронтов плазмы солнечного ветра на основе многоточечных наблюдений (с использованием данных двух и более космических аппаратов). Впервые выполнены систематические оценки изменения полного давления на резких границах плазменных структур солнечного ветра. Показано, что лишь в половине случаев можно утверждать, что с точностью до 10% соблюдается баланс давлений на таких границах.

Научная и практическая ценность работы

Резкие границы мелкомасштабных и среднемасштабных структур солнечного ветра являются неотъемлемой частью турбулизованного солнечного ветра. Полученные в работе результаты о свойствах и особенностях таких границ, их выживаемости на расстояниях порядка 1 млн км, о возможной эволюции мелкомасштабных структур, об условиях наблюдения резких границ в солнечном ветре представляют несомненную научную ценность в изучении структуры и динамики солнечного ветра как основного переносчика возмущений от Солнца к Земле.

Практическая ценность работы заключается в том, что быстрые и большие вариации динамического давления солнечного ветра оказывают значительные воздействия на магнитосферу Земли даже во время отсутствия каких-либо изменений направления и величины межпланетного магнитного поля, что позволяет использовать результаты работы в ходе реализации программ «Космической погоды».

Основные положения, выносимые на защиту

Мелкомасштабные и среднемасштабные структуры солнечного ветра довольно часто имеют очень тонкие границы (толщина границ рассматриваемых плазменных структур может составлять всего несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов), которые наблюдаются как резкие (длительностью менее 10 мин) изменения потока ионов солнечного ветра при рассмотрении данных измерений с временным разрешением не хуже 1 с. Такие границы встречаются с частотой от ~ 50 раз в сутки для изменений потока в пределах 0,5-1,010⁸ cм^-2с^-1 до одного раза в 5 суток для изменений, превышающих 810⁸ cм^-2с^-1.

Большая часть (около 60%) резких изменений потока ионов солнечного ветра сопровождается очень малыми (менее 2%) изменениями переносной скорости, то есть это преимущественно изменения плотности. В некоторых случаях изменения модуля и направления межпланетного магнитного поля на резких границах плазменных структур также малы.

Резкие и большие (>410⁸ cм^-2 c^-1 за 10 мин) изменения ионного потока наблюдаются преимущественно в солнечном ветре, который имеет плотность заметно более высокую, чем средняя, и является медленным или среднескоростным.

Быстрые и большие (более 2 нПа) изменения динамического давления солнечного ветра, даже при отсутствии изменения ориентации и величины межпланетного магнитного поля, являются причиной подобных им быстрых вариаций магнитного поля во внешней магнитосфере и приводят к синхронным возмущениям геомагнитного поля на низких широтах, а также к возбуждению низкочастотных пульсаций на высоких широтах по данным наземных наблюдений.

Ориентация фронтов резких границ плазменных структур солнечного ветра, в среднем, имеет существенные отклонения от плоскости, перпендикулярной линии Солнце - Земля. Резкие фронты плазмы перпендикулярны линии Солнце - Земля (с точностью 30) лишь примерно в половине событий, в остальных случаях наблюдаются фронты с заметно бьльшими углами наклона.

В подавляющем большинстве случаев изменения потока ионов солнечного ветра и модуля магнитного поля имеют противоположный знак, то есть имеется тенденция к сохранению баланса давлений на границах структур солнечного ветра. При этом примерно в половине событий суммарное (т.е. тепловое плюс магнитное) давление меняется на границе более, чем на 10%, а в 13% событий даже более, чем на 30%. В тех случаях, когда баланс давлений сохраняется, магнитное давление обычно сравнимо по величине с тепловым давлением. В противном случае тепловое давление, как правило, заметно преобладает над магнитным.

Апробация работы

Результаты диссертации докладывались автором на многих научных конференциях, в том числе на международных геофизических конгрессах «General Assembly EGS» (Nice, France, April 2002), AGU (San Francisco, USA, December 2002), «EGS-AGU-EUG Joint Assembly» (Nice, France, April 2003), «Assembly COSPAR-2004» (Paris, France, July 2004), «General Assembly EGU» (Vienna, Austria, April 2005), IAGA Scientific Assembly (Toulouse, France, July 2005), на международных студенческих конференциях «WDS'01» (Prague, June 2001), «WDS'02» (Prague, June 2002) и «WDS'03» (Prague, June 2003), на международных конференциях «Magnetospheric Response to Solar Activity» (Prague, September 2003), «International Conference Problems of Geocosmos» (Санкт-Петербург, июнь 2004), на «Всероссийской конференции по физике солнечно-земных связей» (Иркутск, сентябрь 2001), а также на Всероссийской конференции «Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности» (Нижний Новгород, июнь 2003).

Основные результаты диссертации опубликованы в 13 статьях в российских и зарубежных журналах.

Личный вклад

Диссертантом была развита методика и определены критерии отбора вышеописанных событий. С помощью разработанного программного обеспечения диссертантом был проведен анализ данных систематических измерений на предмет выявления и исследования различных свойств и особенностей резких возрастаний и спадов потока ионов солнечного ветра. Диссертантом были выполнены многочисленные расчеты, необходимые для детального анализа явления.

Все результаты диссертации, опубликованные в работах, в которых диссертант является первым автором, были получены при определяющем вкладе автора. В других работах, выполненных с соавторами, все соавторы внесли равный научный вклад.

2. Содержание работы

Диссертация состоит из Введения, четырех глав и Заключения. Объем диссертации 140 страниц, включая 56 рисунков, 3 таблицы и список литературы из 125 библиографических ссылок.

Во ВВЕДЕНИИ сформулирована тема диссертации, обоснована ее актуальность, обозначены цели работы и направления исследований, описана структура диссертации. Проведен экскурс в историю вопроса, а также обзор литературы по вопросам, связанным с темой диссертации.

В ГЛАВЕ 1 дано краткое описание приборов и методики проведения измерений. Используемые в диссертации данные получены на основе анализа рядов долговременных высокоскоростных (с разрешением не хуже 1 с и вплоть до 60 мс) измерений потока ионов солнечного ветра с помощью интегрального цилиндра Фарадея в приборе ВДП (всенаправленный датчик плазмы) на российском высокоапогейном спутнике “Интербол-1”. Для анализа отдельных событий использовались также измерения межпланетного магнитного поля (ММП) с помощью феррозондовых магнитометров ФМ-3И и МИФ на том же спутнике. Измерения широкого набора параметров плазмы и магнитного поля (с разрешением 1-1,5 мин) на аппаратах WIND, IMP-8, Geotail и ACE для того же периода времени (база данных NSSDC NASA) позволили определить условия в солнечном ветре, сопровождавшие то или иное событие, а также провести многоточечный анализ, необходимый для оценки наклонов фронтов исследуемых событий.

Результаты работы продемонстрировали эффективность использования данных измерений спутника “Интербол-1” для выявления быстрых вариаций в солнечном ветре.

В ГЛАВЕ 2 приводятся результаты детального исследования больших по амплитуде (изменение на 20% и более) и резких (быстрее, чем за десять минут) изменений потока ионов в солнечном ветре. Источником данных явились систематические измерения с высоким разрешением на спутнике “Интербол-1” в период 1996-2000 гг. Рассмотрено поведение параметров солнечного ветра во время наблюдения резких границ данного типа и характеристики таких границ.

На большой статистике была определена «встречаемость», т.е. частота наблюдения резких изменений потока ионов (и динамического давления) солнечного ветра в зависимости от их амплитуды: от примерно 50 раз в сутки для изменений в пределах 0,5-1,010⁸ cм^-2с^-1 до одного раза в 5 суток для изменений, превышающих 810⁸ cм^-2с^-1. По относительной величине резкие изменения потока ионов распределены в диапазоне от 20% до нескольких раз. Детально изучены свойства резких и больших изменений потока ионов (превышающих 410⁸ cм^-2с^-1 ). Показано, что наиболее часто встречается возрастание или спад потока (динамического давления) в 1,5-2 раза, а также что большие по амплитуде (>410⁸ cм^-2 c^-1) изменения потока ионов солнечного ветра в большинстве случаев происходят весьма быстро. Более чем в 50% случаев указанные изменения наблюдаются за времена < 1 мин, в 20% случаев длительность событий составляет < 5 с. Наблюдаются также отдельные события с длительностью фронта, равной долям секунды. Информация о длительности наблюдаемых событий, о скорости и температуре солнечного ветра, а также напряженности магнитного поля позволяет оценить пространственную толщину границ рассматриваемых плазменных структур, которые в случае резких границ могут составлять всего несколько десятков или даже несколько гирорадиусов протонов. Так, например, для длительности скачка потока ~ 1 с и скорости солнечного ветра около 400 км/с пространственный масштаб границы структуры составляет 400 км. При типичной тепловой скорости протонов ~ 20-30 км/с и типичном магнитном поле, равном приблизительно 10 нТ, толщина такой границы составляет около 10 протонных гирорадиусов.

Проведено подробное исследование поведения параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля для группы событий с изменением потока >410⁸ cм^-2 c^-1. Показано, что бульшая часть изменений потока ионов солнечного ветра сопровождается очень малыми изменениями переносной скорости: в 60% случаев переносная скорость изменяется менее чем на 10 км/с, то есть изменения потока являются преимущественно изменениями плотности и не перемещаются относительно среды. Звуковая и альфвеновская скорости для солнечного ветра значительно превышают изменения направленной скорости на таких событиях. В некоторых случаях изменения модуля и направления межпланетного магнитного поля на границе структуры также малы, примерно в 30% случаев изменение модуля магнитного поля составляет менее 2 нТ и примерно в 40% случаев направление поля остается неизменным в пределах менее 30.

Проанализирован вопрос о возможных условиях наблюдения резких границ плазменных структур солнечного ветра; показано, что они преимущественно наблюдаются в медленном или среднескоростном солнечном ветре, имеющем высокую плотность, и практически не связаны с приходом к Земле магнитных облаков и областей взаимодействия быстрого и медленного солнечного ветра.

Обнаружена неравномерность распределения описываемых явлений по шкале времени; показано, что резкие и большие скачки плотности солнечного ветра группируются в отдельных интервалах, составляющих только малую долю полного периода наблюдений.

Весьма интересным является вопрос о том, где возникают наблюдаемые на орбите Земли резкие скачки плотности солнечного ветра - вблизи Солнца или же при движении солнечного ветра от Солнца до Земли. В настоящее время доказательно ответить на этот вопрос не представляется возможным, однако можно привести ряд качественных соображений. Было высказано предположение о том, что рассматриваемые события - результат проявления на орбите Земли тонкой лучистой структуры пояса стримеров короны Солнца, то есть они должны наблюдаться, главным образом, в гелиосферном плазменном слое, однако результаты наблюдения резких скачков потока (плотности) плазмы не дали убедительных доказательств как в пользу этой гипотезы, так и против нее. Что касается возможности возникновения подобных явлений по пути движения солнечного ветра от Солнца до Земли, то вопрос о характере плазменных неустойчивостей, которые, как можно предположить, приводили бы к сильному укручению фронтов неоднородностей плотности на пути движения плазмы от Солнца к Земле, остается еще не исследованным.

Кроме того, в нескольких событиях наблюдалось, что весьма резкие границы структур солнечного ветра (с длительностями около 1 с и менее) на пути от КА WIND до КА “Интербол-1” не расплываются и не деформируются при движении солнечного ветра на расстояниях до 1 млн км.

Проведено сопоставление больших и быстрых изменений динамического давления солнечного ветра по данным спутника “Интербол-1” и аппарата WIND с одновременными возмущениями магнитного поля в магнитосфере, измеренными на геостационарной орбите на спутниках GOES-8, 9 и 10. Показано, что быстрые и большие изменения динамического давления солнечного ветра всегда являются причиной быстрых вариаций магнитного поля во внешней магнитосфере независимо от поведения межпланетного магнитного поля. На отдельных примерах показано, что воздействие резких и больших по амплитуде изменений динамического давления солнечного ветра проявляется также и в наземных наблюдениях, приводя к синхронным возмущениям геомагнитного поля на низких широтах и к возбуждению низкочастотных пульсаций на высоких широтах.

ГЛАВА 3 посвящена сопоставлению одновременных наблюдений больших и резких скачков потока ионов солнечного ветра на нескольких космических аппаратах. Такое сопоставление свидетельствует об их хорошей корреляции, что указывает на достаточную (не менее одного часа) стабильность их во времени и довольно высокую однородность в направлении, перпендикулярном линии Солнце - Земля, на масштабе порядка 50-80 R_E. Рассмотрена возможная зависимость отличий в амплитуде и виде скачка от пространственного расположения аппаратов, не обнаружено корреляции этих различий с изменением расстояния между аппаратами как вдоль линии Солнце - Земля, так и поперек нее.

На основе анализа временных задержек в наблюдении на нескольких космических аппаратах фронтов больших и резких скачков потока ионов (плотности) плазмы солнечного ветра удалось впервые определить ориентацию этих фронтов как относительно линии Солнце - Земля, так и в трехмерном пространстве. Процедура определения "одномерного" угла наклона фронта заключалась в следующем: для плоского фронта время его движения между двумя аппаратами в общем виде определяется как сумма времени конвективного движения фронта между аппаратами и времени дополнительной задержки (положительной или отрицательной) регистрации фронта, обусловленной его наклоном. На основе информации о расположении аппаратов и о величине задержки (как разнице между различием во времени наблюдения фронтов на разных КА и времени конвективного движения солнечного ветра между ними) для каждого из исследуемых явлений были проведены оценки угла, отражающего ориентацию соответствующих фронтов.

Процедура определения углов наклонов фронтов в трехмерном пространстве проводилась аналогичным образом, но с использованием данных трех и более аппаратов. Наклоны резких фронтов потока (плотности) плазмы к линии Солнце - Земля или к плоскости эклиптики и плоскости X_SEZ_SE имеют достаточно широкий спектр распределения ориентации нормалей к фронту вплоть до самых больших отклонений. При этом несколько преобладает число фронтов, ориентированных в направлении закрутки паркеровской спирали. Средний наклон рассмотренных фронтов к плоскости, перпендикулярной линии Солнце - Земля, составляет около 30°, однако количество фронтов с большими углами наклона (больше 30°) составляет около 50% от общего их числа. Пространственное распределение углов ориентации плоскости фронта часто соответствует большим наклонам фронта к обоим координатным плоскостям - X_SEY_SE и X_SEZ_SE.

Важнейшим вопросом для оценки надежности полученных выше наклонов фронтов плазмы является применимость базовой гипотезы о том, что фронт резкого скачка действительно можно считать достаточно плоским для расстояний между космическими аппаратами в несколько десятков R_E. Проверка этого предположения была сделана путем сравнения углов наклона, определенных для одного и того же события независимо по задержкам наблюдений на двух разных парах аппаратов: “Интербол-1” / WIND и IMP-8 / WIND (или Geotail / WIND). Совпадение этих оценок для разных пар свидетельствовало об обоснованности в большинстве случаев гипотезы о плоском фронте для рассматриваемых масштабов (~80 R_E).

Таким образом, общепринятое предположение об ориентации резких фронтов плазмы перпендикулярно линии Солнце - Земля выполняется (с точностью 30) лишь примерно в половине событий. Данный факт важно учитывать при исследовании пространственно-временных корреляций параметров солнечного ветра по нескольким космическим аппаратам. Вопрос о взаимодействии солнечного ветра с магнитосферой также требует учета ориентации фронтов в плазме и в магнитном поле для более точной оценки времени прихода возмущений и положения области их набегания на околоземную ударную волну и магнитопаузу.

Для отдельных событий с достаточно сильным изменением модуля межпланетного магнитного поля, синхронным с изменением потока ионов солнечного ветра, было проведено сопоставление ориентаций плазменных и магнитных фронтов. Показано хорошее соответствие этих ориентаций для нескольких конкретных случаев.

В ГЛАВЕ 4 рассмотрен вопрос о балансе и дисбалансе давления на резких скачках потока ионов солнечного ветра.

Полное давление определялось как сумма тепловых давлений протонов, электронов, альфа-частиц и магнитного давления. Для этого использовались данные космического аппарата WIND (ионная и электронная температуры, переносная скорость солнечного ветра, магнитное поле) и спутника “Интербол-1” (поток ионов солнечного ветра, магнитное поле). На основании этих же данных вычислялись величины параметра (отношения теплового и магнитного давлений). Вклад альфа-частиц в полное тепловое давление приближенно принимался равным одной десятой от вклада протонов.

Приведены результаты статистики баланса давлений на 207 резких границах. В 55% событий суммарное (т.е. изотропное тепловое плюс магнитное) давление сохраняется с точностью до 10%, а в 13% событий суммарное давление меняется на границе более, чем на 30%. Влияние возможной анизотропии ионной температуры как причины дисбаланса таким образом оцененного давления оказывается весьма малым. Для этой оценки был проведен статистический анализ анизотропии протонных температур (по данным прибора SWE на аппарате WIND) для ряда рассматриваемых событий (155 событий). Показано, что в среднем анизотропия температуры ионов как для случаев с сохранением, так и для случаев с несохранением баланса давлений составляет приблизительно 1,1. Число событий с анизотропией 1,2 -1,4 несколько преобладает для событий с дисбалансом давлений. При замене в оценке баланса давлений изотропной температуры на перпендикулярную магнитному полю составляющую ионной температуры количество событий с дисбалансом давлений уменьшилось на 15% (по отношению к оценке на основе изотропной температуры), а число событий с балансом давлений увеличилось на 2%, так что можно сказать: существенных изменений в статистических результатах не наблюдалось.

Показано, что в тех случаях, когда баланс давлений сохраняется, магнитное давление обычно сравнимо по величине с плазменным давлением. В тех же случаях, когда баланс давлений не сохраняется, изотропное тепловое давление, как правило, преобладает над магнитным давлением. Для событий с несохранением баланса давлений может быть рассмотрена возможная эволюция размеров мелкомасштабных структур солнечного ветра. Сравнение наблюдения эволюции узкого импульса потока и поля в плазме солнечного ветра с МГД - моделированием изменения ширины импульса в движущейся среде дает хорошее их совпадение.

Проведена классификация рассматриваемых резких границ по гидродинамическим типам разрывов, в частности, около 50% этих границ удовлетворяют признакам тангенциального разрыва.

В ЗАКЛЮЧЕНИИ сформулированы основные результаты и выводы работы.

Основные результаты диссертационной работы

1. Проведено детальное исследование резких границ мелкомасштабных и среднемасштабных плазменных структур солнечного ветра, на основе систематических измерений спутника “Интербол-1” с высоким временным разрешением (измерения проводились на орбите Земли). Такие границы наблюдаются как быстрые и большие по амплитуде изменения потока ионов солнечного ветра

2. Изучено поведение параметров солнечного ветра (направленная скорость, тепловая скорость) и межпланетного магнитного поля во время рассматриваемых резких изменений потока ионов солнечного ветра. Установлено, что резкие и большие по амплитуде изменения потока ионов солнечного ветра являются преимущественно изменениями плотности. Исследованы типичные условия солнечного ветра, в которых чаще всего наблюдаются резкие скачки потока ионов солнечного ветра.

3. Установлено влияние резких и больших по амплитуде изменений динамического давления солнечного ветра на геомагнитное поле Земли даже при отсутствии вариаций величины и направления межпланетного магнитного поля.

4. Оценены наклоны фронтов больших и резких скачков потока ионов солнечного ветра как относительно линии Солнце - Земля, так и в трехмерном пространстве. Получено, что в 50% случаев эти фронты имеют наклоны > 30 к плоскости, перпендикулярной линии Солнце - Земля.

5. Изучен вопрос о сохранении и несохранении баланса суммарного (теплового плюс магнитного) давления на резких границах структур солнечного ветра. Показано, что лишь в половине случаев можно утверждать о соблюдении баланса давлений на таких границах с точностью до 10%.

Список основных работ автора по теме диссертации

1. Рязанцева М.О., Далин П.А., Застенкер Г.Н. Статистический анализ быстрых и больших импульсов потока ионов (плотности) солнечного ветра по данным спутника “Интербол-1”. Труды конф. по физике солнечно-земных связей // Солнечно-земная физика. 2002. Вып.2 (115). Иркутск. C. 89-92.

2. Застенкер Г.Н,. Далин П.А, Рязанцева М.О. О надежности предсказания прихода к Земле возмущений солнечного ветра и межпланетного магнитного поля по данным удаленного монитора. Труды конференции по физике солнечно-земных связей, Иркутск, 24-29 сентября 2001г. // Солнечно-земная физика. 2002. Вып.2 (115). Иркутск. C. 64-67.

3. Рязанцева М.О., Далин П.А., Застенкер Г.Н., Пархомов В.А., Еселевич В.Г., Еселевич М.В., Ричардсон Дж. Свойства резких и больших скачков потока ионов (плотности) солнечного ветра // Космич. исслед. 2003. Т.41. №4. С. 405-416.

4. Рязанцева М.О., Далин П.А., Застенкер Г.Н., Ричардсон Дж. Ориентация резких фронтов плазмы солнечного ветра // Космич. исслед. 2003. Т.41. №4. С. 395-404.

5. Бархатов Н.А., Королев А.В., Застенкер Г.Н., Рязанцева М.О., Далин П.А. МГД - моделирование динамики резких возмущений межпланетной среды в сравнении с наблюдениями на космических аппаратах // Космич. исслед. 2003. Т.41. №6. С. 563-573.

6. Бархатов Н.А., Королев А.В., Застенкер Г.Н., Рязанцева М.О., Далин П.А. МГД - моделирование плазменных импульсов в солнечном ветре // Актуальные проблемы физики солнечной и звездной активности. Сборник докладов конференции. Нижний Новгород. 2003. С. 201-204.

7. Рязанцева М.О., Хабарова О.В., Застенкер Г.Н., Ричардсон Дж. Резкие границы пламенных структур солнечного ветра и баланс давлений на них // Космич. исслед. 2005. Т. 43. № 3, С. 163-170.

Размещено на Allbest.ru