Солнечно-земная
Физика
ИСЗФ СО РАН, Иркутск
|
|
Солнечно-земная
ИСЗФ СО РАН, Иркутск | |
Основные процессы переноса в магнитосферу энергии и импульса солнечного ветра
(СВ) - квазивязкое взаимодействие и пересоединение геомагнитного поля и
магнитного поля СВ Поток плазмы (солнечный ветер) вытягивает геомагнитное поле в
антисолнечном направлении, образуя «геомагнитный хвост» с антипараллельными
магнитными полями в северной и южной половинах. Бури и суббури в геомагнитосфере
создаются, когда перенос энергии усиливается на один - два порядка величины,
достигая мощности 
1011 Вт.
Преобладающий вклад вносит процесс магнитного пересоединения на границе
магнитосферы. Диссипация перенесенной энергии также происходит главным образом
за счет магнитного пересоединения, но не на границе, а в плазменном слое хвоста
магнитосферы, где пересоединяются упомянутые антипараллельные поля. Известен
также второй основной процесс суббурь и бурь, в котором, наряду с
пересоединением, центральную роль играет нелинейная магнитосферно-ионосферная
связь. Магнитное пересоединение - сравнительно новое явление, имеющее широкое
распространение в магнитосферах космических объектов, хотя происхождение и
феноменология этого явления остаЈтся предметом активных исследований.
Глобальные процессы взаимодействия СВ с геомагнитосферой успешно воспроизводятся в рамках численных МГД моделей. Однако мелкомасштабные плазменные неустойчивости, триггерирующие суббури и бури моделируются лишь с применением «счетной вязкости и резистивности», необходимых для упомянутых процессов пересоединения. Эти процессы составляют ряд нерешенных проблем, так же как взаимодействие многомасштабных процессов в различных пространственных доменах магнитосферы, имеющих существенно различные физические характеристики. Активно развиваются, в частности, феноменология и теория нелинейного магнитосферно-ионосферного взаимодействия, координации систем электрических токов и конвекции плазмы в ионосфере, в долях хвоста и солнечном ветре, модели суббурь и бурь. Развивается сеть спутников и наземных обсерваторий, ведущих мониторинг магнитосферных процессов в интересах как науки, так и различных прикладных задач, в особенности, службы космической погоды. На первый план выходит упомянутое выше направление численного моделирования глобальных процессов в магнитосфере в рамках классической детерминистской МГД, а также принципиально иной подход на основе моделей самоорганизованной критичности.
Развиваются исследования магнитосферы планет солнечной системы и других космических тел, аналогичных земной магнитосфере. Приведены примеры, когда аналогия позволяет использовать знания о земной магнитосфере для прогноза неизвестных процессов на Солнце и наоборот.
Среди примеров - некоторые результаты техники инверсии магнитограмм (ТИМ), созданной в ИСЗФ в середине 70-х гг. В частности, кратко излагается феноменологическая модель, которая, в отличие от классического подхода, учитывает две основные активные фазы типичной магнитосферной суббури. Модель использует ранее недоступные данные ТИМ, включая открытый магнитный поток долей хвоста, поток электромагнитной энергии СВ в магнитосферу и др. На базе этой модели развивается аналогичная модель солнечных вспышек, которая концептуально согласуется, но дополняет известный подход CSHKP. Информация ТИМ использована также для построения новых моделей связи солнечный ветер - магнитосфера, описывающих структуру хвоста магнитосферы и генераторы электрического поля и токов в магнитосфере и ионосфере.
Рисунок 1 иллюстрирует изменения представлений о геомагнитном поле, которые произошли в 60 гг. в связи с появлением первых искусственных спутников Земли. Было установлено, что межпланетное пространство не пустое, оно заполнено потоками ионизированных частиц с энергией ~ 1 кэв и плотностью порядка единиц - десятков см-3. Эти потоки - солнечный ветер - непрерывно излучаются Солнцем. Их скорость ~ 300 - 1000 км/с. СВ сжимает геомагнитное поле на дневной стороне и вытягивает его на ночной стороне. Геомагнитное поле ограничено поверхностью, называемой «магнитопауза», которая содержит тонкий слой тока, препятствующий проникновению геомагнитного поля в СВ и наоборот. Ток образуется на внутренней поверхности СВ при его контакте с геомагнитным полем благодаря идеальной электропроводности этого проводника. Магнитосфера становится кометообразной - с ударной волной, переходным слоем, и геомагнитным хвостом (см. рис. 1, б, в). Идеальная электропроводность СВ обеспечивает условие вмороженности магнитного поля в плазму, поэтому СВ переносит с собою вмороженное межпланетное магнитное поле (ММП).
Таковы первые открытия, сделанные вскоре после появления искусственных спутников Земли.
Рис. 1. Изменение представлений о форме магнитосферы Земли: а) 1950-е гг.; б) 1960-е гг.; в) закрытая модель магнитосферы; г) двумерная открытая модель магнитосферы для ММП, направленного на юг [12]. Цифры отмечают последовательные положения геомагнитной силовой линии, слившейся с ММП в дневной нейтральной точке P и переносимой солнечным ветром к нейтральной точке Q. Короткие стрелки - система конвекции плазмы в пограничном слое; l - «длина хвоста»; д) схема, иллюстрирующая проецирование плазменного слоя в ионосферу (затемненных) авроральных овалов.
Хвост магнитосферы состоит из двух половин - северной и южной, называемых долями хвоста. Магнитные поля двух полей антипараллельны, между ними - нейтральный слой, в котором плотность плазмы повышена по сравнению с долями на два порядка величины. Поэтому нейтральный слой называют также плазменным слоем (ПС) (рис. 1, в, д). Существование ПС в приэкваториальной области объясняется тем, что трубка замкнутых геомагнитных силовых линий представляет собою магнитную ловушку заряженных частиц (см. рис. 2, а). Магнитные силовые линии соединяют далекий ПС с близкой к Земле ионосферой в двух узких высокоширотных зонах, называемых «авроральные овалы» (см. рис. 1, д). Здесь наблюдаются основные возмущения, создаваемые высыпанием в ионосферу вдоль силовых линий энергичных частиц ПС - полярные сияния (авроры), магнитные бури и другие проявления так называемой «космической непогоды», о которой еще будет идти речь.
Рис. 2. а - магнитная ловушка, возникающая в дипольном магнитном поле (1 - траектория частиц, 2 - силовые линии, 3 - источник магнитного поля); б - ток нейтрального слоя хвоста магнитосферы; в - экваториальное меридиональное сечение северной половины магнитосферы Земли (вид с вечерней стороны). Стрелки показывают направление тока (см. текст).
В отсутствие возмущений силовые линии хвоста замыкаются через экваториальную плоскость (см. рис. 1, в, закрытая модель магнитосферы). В периоды бурь и суббурь возникает пересоединение геомагнитного поля и магнитного поля св на дневной магнитопаузе, («дневное магнитное слияние»). Появляются силовые линии, открытые в (соединенные с ) св. Рисунок 1, г схематически описывает процесс дневного слияния в рамках модели Данжи для условий, когда с.в несет чисто южное магнитное поле [12]. При первом контакте образуются северная и южная половины открытой силовой линии, обозначенные цифрой 1. Верхняя часть каждой половины, расположенная в среде с высокой проводимостью, переносится в антисолнечном направлении, увлекаемая солнечным ветром. Нижняя часть (ниже ионосферы) закреплена в непроводящей атмосфере. Поэтому верхние половины силовой линии в обоих полушариях, в тех областях, где выполняется условие вмороженности, скользят по нижней граничной поверхности ионосферного токового слоя в антисолнечном направлении (в ионосфере, долях хвоста, в св). Эта конвекция силовых линий в антисолнечном направлении продолжается до достижения точки Q, где две половины снова пересоединяются и начинается их возвратная конвекция к дневной нейтральной точке P. Таким образом, модель пересоединения (см. рис. 1, г) предполагает образование вихрей конвекции плазмы в магнитосфере и ионосфере с антисолнечным направлением во внешней части хвоста и противоположным направлением в его центральной части. Подобная, хотя менее интенсивная, система конвекции образуется и в отсутствие пересоединения за счет квазивязкого взаимодействия солнечного ветра на утреннем и вечернем флангах хвоста магнитосферы. Пересоединение на магнитопаузе и «квазивяз» - два основных, существенно разных механизма переноса в магнитосферу и ионосферу энергии, импульса и плазмы солнечного ветра [напр, 4].
При длительно существующем южном ММП открытые силовые линии типа 1, 2, . . .6 (см. рис. 1, г) наблюдаются одновременно, образуя открытый магнитный поток, пронизывающий околополюсные области Земли, называемые полярными шапками. Накопление плазмы на открытых силовых линиях не происходит, поскольку они не являются магнитной ловушкой для заряженных частиц. Поэтому плотность плазмы в открытых долях хвоста и интенсивность высыпания частиц в полярных шапках много ниже, чем в ПС и авроральных овалах (см. рис. 1, д).
Таким образом, мы познакомились с некоторыми основными понятиями феноменологии и физики магнитосферы Земли, такими как солнечный ветер, ударная волна, хвост и доли хвоста, плазменный слой, авроральные овалы, полярные шапки, магнитное пересоединение на магнитопаузе и квазивязкое взаимодействие, ионосферная и магнитосферная глобальные системы конвекции плазмы. Было отмечено также существование токовых систем на магнитопаузе и в ионосфере. Наличие вытянутого хвоста и его двух долей с антипараллельными магнитными полями указывает на существование еще одной глобальной токовой системы, показанной на рис. 2, б. На границе раздела антипараллельных магнитных полей B двух долей хвоста возникает ток нейтрального (плазменного) слоя с плотностью j=rot B. Рис. 2, б показывает, что этот ток имеет направление с утра на вечер, а рис. 2, в - как этот ток продолжается в высокоширотном пограничном слое северной доли хвоста, называемом HBL или «мантия». Именно здесь, а также в низкоширотном пограничном слое на флангах магнитосферы (этот слой называют LLBL или LBL) к плазме приложена сила со стороны св, создающая антисолнечную конвекцию, т.е. эти две области составляют первичный магнитосферный МГД генератор электрического поля и токов. Существенно, что в основном объеме LLBL силовые линии замкнуты, а в мантии открыты. В первой движение плазмы и э.д.с. создаются квазивязким взаимодействием с св, во второй - пересоединением (слиянием) на магнитопаузе.
На рис. 3 дано трехмерное изображение магнитосферы, ее основных областей и токовых систем [25].
Рис. 3. Модель магнитосферы (а) и схема конвекции плазмы в экваториальной плоскости (б) [25].
Показаны две области упомянутого первичного генератора: мантия и низкоширотный пограничный слой, а также центральный Пс и «граничный плазменный слой» BPS. Рис. 4, а из [40] иллюстрирует некоторые дополнительные детали (вид с дневной стороны). Показаны мантия (HBL), низкоширотный пограничный слой (LBL) и направления электрического поля конвекции плазмы, генерированного в мантии (E = -V×B), и токов, генерированных в LBL. Видно, что токи генератора текут через ионосферу вдоль магнитных силовых линий (продольные токи). Они ответвляются из LBL на границе с мантией. На рис. 4, а представлена так называемая зона 1 продольных токов. Известны еще две, схематически показанные на рис. 4, б: зона 1 в центре, и зоны 2 и 3, соответственно, ниже и выше по широте [33].
Продольные токи играют важную роль в физике магнитосферы и космической погоды, обеспечивая
Рис. 4. а - система токов в мантии (HBL), низкоширотном граничном слое (LBL) и в ионосфере (светлые стрелки), и электрическое поле (темные стрелки) [40]; б - зоны продольных токов 1 (центральная), 2 и 3.
связь основных структурных образований магнитосферы: переходный слой - мантия - LBL - доли хвоста - плазменный слой - ионосфера. Эта связь схематически иллюстрируется в модели [15] (см. рис. 5, а), где показано экваториальное сечение магнитосферы и основные системы токов и конвекции плазмы в низкоширотном пограничном и плазменном слоях. Модель учитывает, кроме продольных токов зоны 1, упомянутую выше зону 2 продольных токов противоположного направления. Зона 2 служит (в модели) каналом питания первичным генератором D2 кольцевого тока (DR-тока) в магнитосфере (хотя механизм образования DR-тока существенно сложнее (например, [13, 6, 7]). На рис. 5, б - меридиональное сечение магнитосферы через центр Земли. Показаны динамо св (Dsw), питающее ток на магнитопаузе, и низкоширотная часть первичного генератора в замкнутой части хвоста (D-1). Одно из достоинств модели - учЈт в ней всех трех основных зон продольных токов. Две упомянутые выше отмечены цифрами 1 и 2, третья зона - цифрой 0. Хеккила предсказал эту систему теоретически как результат замыкания через ионосферу части токов динамо Dsw (см. рис. 5, б). Все три зоны действительно наблюдаются, но данные ТИМ ведут к существенно иной модели генераторов токов зоны 0 (раздел 2).
Рис. 5. Система конвекции плазмы, распределение электрических зарядов, электрических полей и токов в модели [15]. а - Экваториальное сечение дневной магнитосферы и продольные токи зон 1 и 2; б - Меридиональное сечение. Показаны продольные токи зоны 0 (см. текст).
Еще одна интересная особенность модели Хеккилы видна на рис. 6. До недавнего времени, и еще сейчас, надежных данных о длине хвоста магнитосферы не было, и преобладало мнение, что эта длина близка к протяженности плазменного слоя, т.е. ~ 100RE. В модели на рис. 6 длина хвоста на порядок больше, хвост включает в себя турбулентную область стагнации. Длина хвоста в этой модели определяется совместным действием квазивязкого взаимодействия в LBL и пересоединения на магнитопаузе, но основную роль играет квазивязкое взаимодействие, что представляется спорным в настоящее время.
Рис. 6. Экваториальное сечение магнитосферы в модели [15] (см. текст).
Рассмотренные модели, как и современные (более полные, но численные) МГД
модели, не учитывают существования так называемых «старой» и «новой» полярных
шапок (ПШ). Старая ПШ (см. рис. 7, а) пронизана соответственно «старым
открытым магнитным потоком», который образовался пересоединением на
магнитопаузе задолго до рассматриваемого момента времени. Простой расчет,
учитывающий разность скоростей пересоединения на дневной магнитопаузе и в
дальнем хвосте (соответственно, 100 и 7 кВ [32]), показывает, что время жизни
открытого потока, создаваемого в течение 15
мин, составляет несколько часов. За это время «старый» поток будет перенесен св
далеко от Земли, образуя «старый» более длинный хвост открытых силовых линий
дополнительно к замкнутой части хвоста (см. рис. 7, а). Эта модель
получена по данным техники инверсии магнитограмм (ТИМ) в ИСЗФ. Как было сказано,
она соответствует случаю, когда «старое» пересоединение на магнитопаузе
закончилось за несколько часов до рассматриваемого момента. На рис. 7, б
- случай, когда вновь возникшее пересоединение на магнитопаузе создало новую ПШ
(показана, как затемненная зона) и новый, открытый, но более короткий магнитный
хвост, существующие наряду со старой ПШ и старым более длинным хвостом
магнитосферы [Mishin and Shirapov, unpublished manuscript, 1997; 39].
Рис. 7. а - спокойные условия без пересоединения на дневной магнитопаузе. Показана замкнутая часть хвоста и «старый», более длинный хвост; б - возмущенные условия. Дополнительно к деталям рис. 7, а показан «новый открытый хвост» и «новая полярная шапка». 1 - замкнутая часть хвоста; 2 - новый открытый хвост; 3 - силовые линии ММП; 4 - ток, поддерживающий «старый хвост»; 5 - силовые линии «старого открытого хвоста».
Рассмотренные модели магнитосферы относятся скорее к спокойным, чем к
возмущенным условиям, когда суммарная, диссипируемая в магнитосфере мощность не
превышает ~ (1џ3)1010 Вт. Такие условия наблюдаются, как правило, при
северном ММП, когда скорость пересоединения на магнитопаузе и образования
свежего открытого магнитного потока малы, основная часть э.д.с. создается
генератором тока в LLBL и не превышает ~ 20 кВ (как и равные этой э.д.с.
скорости пересоединения и образования открытого магнитного потока). При южном
ММП дополнительно образуется генератор напряжения в мантии, э.д.с. увеличивается
в ~ 5 раз, а мощность возмущения возрастает на один - два порядка величины, так
как резко усиливается перенос в магнитосферу энергии св. Дополнительные э.д.с. U
и мощность ε´ обеспечиваются пересоединением на магнитопаузе, которое создает
перенос через поперечные сечения генератора свежего открытого магнитного потока
Ψ1 с некоторой средней скоростью V´. По закону Фарадея, создаваемая
дополнительная э.д.с. есть -U = dΨ1/dt=∂Ψ1/∂t+(V
)Ψ1, где Ψ1
= BS - произведение средней напряженности магнитного поля в генераторе на
площадь его поперечного сечения, пронизываемую магнитным потоком Ψ1
(для одной доли хвоста).
Методы расчета параметров Ψ1, U, и ε´ получены одним из авторов, соответствующая база данных для средней (статистической) суббури - в группе ТИМ ИСЗФ (см. [30]). Как показали оценки, используя эти осреднЈнные данные, можно пренебречь частной производной ∂Ψ1/∂t и из упомянутого закона Фарадея получим для загрузочной фазы суббури:
U = - V´ћ
Ψ1
(1)
Ψ1
=Ψ1/L
(2)
L = V´ћ(t - t0) (3)
U = Ψ1/(t - t0) (4)
Чтобы найти ε´ принимаем: F = B2/2μ0 - сила магнитного натяжения, приложенная на поверхности магнитопаузы S´ к трубке силовых линий с единичным поперечным сечением, de´ = FV´×dS´, B и V´ - постоянные на этой поверхности, V´=0.5Vsw. При сделанных упрощающих предположениях, учитывая сохранение магнитного потока в силовой трубке,
ε´ = (Ψ1)2 Vsw/2μ0S , (5)
где S - площадь сечения хвоста, содержащая полный открытый магнитный поток.
Калибровочный параметр S определЈн по статистическим данным прямых измерений ε´ на спутнике Geotail [31]. Используя формулы (4), (5), данные средней (статистической) суббури и полагая <S> = 6ћ1016 м2, Smax = 9ћ1016 м2 и V = 0.5 Vsw, получим максимальные для средней суббури значения U = 90 кВ, ε´ = 3ћ1012 Вт, а также W = ∫ε´dt = 0.9ћ1016 Дж [30]. Авторы [31] получили среднюю для 342 суббурь оценку W = ∫ε´dt = =1.1ћ1016 Дж (см. также рис. 9, в).
При заданных значениях ε´, вычисляются значения полной мощности суббури QT [30]. Аналогичный метод используется для оценки полной мощности солнечных вспышек.
Приведенные выше оценки ε´ и W вычислены с учетом нижеследующего. Полный открытый магнитный поток есть Ψ= Ψ1+βћΨ02, где Y02 - «старый» открытый магнитный поток, т.е. наблюдаемый в момент t1 начала загрузочной стадии суббури, b - переменный коэффициент, равный единице при t = t1. В ходе загрузки β уменьшается в несколько раз, иногда до нуля, и снова стремится к 1 к концу разгрузочной стадии [см., например, 37]. Системы конвекции плазмы в ионосфере при β = 1 и β = 0 схематически показаны на рис. 8, а, б, соответственно. Видно, что при β = 1 новый открытый магнитный поток и соответствующая струя конвекции плазмы в ионосфере огибают старую ПШ., а при β = 0 эффект огибания исчезает и плазма течет через старую ПШ, как в известной модели [16] с преобладающей южной компонентой ММП. Огибание означает электрическое экранирование старой ПШ, т.е. согласно модели на рис. 8, а дополнительное электрическое поле конвекции, обусловленное дневным магнитным слиянием, много больше в новой, чем в старой ПШ. Такое неравенство - результат наложения на эффект продольных токов зоны 1 (которые создают в ионосфере полярной шапки электрическое поле утро - вечер) эффекта противоположно направленных и более высокоширотных продольных токов зоны 3 [39, и ссылки там].
Рис. 8. Схема конвекции плазмы в магнитосфере по данным ТИМ [39].
Расчеты показали, что упомянутый выше эффект экранировки необходим для обеспечения координации систем конвекции плазмы в различных доменах магнитосферы: управляемой системы в ионосфере и управляющей системы в мантии. Координация означает, что граница в дальнем хвосте, на которой течение нового открытого магнитного потока сменяет направление от антисолнечного на противоположное, достигается одновременно во всех названных конвекционных системах, что соответствует условию β = 1. В этом случае отсутствует область стагнации в дальнем хвосте между старой и новой границами переворота конвекции или турбулентная область стагнации имеет минимальный размер. Степень координации определяется величиной β, изменения которой во времени положительно коррелируют с отношением интенсивностей продольных токов зон 3 и 1.
|
a б  |
в  |
Рис. 9. Модели первичного генератора, питающего дневную ионосферу (слева), и вторичного генератора, питающего ночную ионосферу (справа). Показаны экваториальное сечение магнитосферы и границы старой и новой полярных шапок, меридиональное сечение генераторов и продольные токи зон 1 (светлые линии) и 3 (сплошные линии) (вид на северную половину магнитосферы с вечерней стороны, детали см. в тексте). Внизу - графики значений разности потенциалов на границе полярной шапки, вычисленных по данным загрузочной фазы статистической суббури на основе модели (1) - (4) (U) и данных ТИМ (U´).
Схема системы дополнительных продольных токов зон 1 и 3, создаваемых пересоединением на дневной магнитопаузе при южном ММП, приведена на рис. 9, а - вид северной половины магнитосферы с вечерней стороны. Показаны горизонтальные сечения магнитосферы и ионосферы (не в масштабе), и меридиональные (в плоскости YZ) сечения первичного (см. рис. 9, а) и вторичного (см. рис. 9, б) магнитосферных генераторов. Внутри внутренней границы высокоширотного пограничного слоя (мантии) показаны сечения «старого более длинного хвоста». Рис. 9, а соответствует загрузочной, рис. 9, б - разгрузочной фазе типичной (статистической) суббури. Токи зоны 1 показаны сравнительно светлыми (R1), токи зоны 3 - сплошными линиями (R3). Токи зоны 1 текут вдоль замкнутых силовых линий, принадлежащих LBL (см. рис. 9, а, дневной сектор ионосферы) или центральному ПС (см. рис. 9, б, ночной сектор ионосферы), токи зоны 3 - вдоль силовых линий «граничного плазменного слоя» (BPS). Направление токов в генераторах также показано стрелками на сером фоне.
Верхняя часть меридионального сечения на рис. 9, а, принадлежащая
мантии, вместе с плазмой и вмороженным магнитным полем движется в антисолнечном
направлении со скоростью V´. Каждое сечение представляет собою один из
генераторов, соединенных параллельно. Результирующий объем пронизывается
суммарным открытым магнитным потоком Ψ1, для которого выполняется
закон Фарадея
)Ψ1 = - U,
где U - э.д.с. генератора
в мантии. Как отмечено выше, из оценок для средней (статистической) суббури
следует, что частной производной ∂Ψ1/∂t можно пренебречь, что дает U
= 
. Следуя
[40], мы полагаем, что генератор в мантии есть генератор напряжения, который последовательно соединен с
генератором тока в LLBL, и что эдс U´ создает определяющий вклад в разность
потенциалов U´ на границе полярной шапки в ионосфере. На рис. 9, в
показаны временные профили значений U и U´, вычисленные, с использованием
уравнения (1) - (4), по данным ТИМ для статистической суббури [30] Видно, что
данные ТИМ поддерживают модель генератора, приведенную на рис. 9, а),
хотя имеются заметные расхождения, требующие дальнейших исследований.
Как было отмечено, при южном ММП возникают возмущения - магнитосферные суббури и бури - основной предмет забот службы космической погоды. Мощность процессов в магнитосфере и ионосфере увеличивается на один - два порядка величины, достигая в максимуме ~ 1012 Вт, что близко к мощности, потребляемой населением Земли. Суббурю создает, как правило, импульс южного ММП с характерной длительностью ~ 1 час. Буря состоит из цепочки суббурь продолжительностью порядка суток, что определяется характерной длительностью импульса повышенной скорости св. Физика суббурь и бурь различается в основном за счет упомянутого выше кольцевого тока, который возникает вместе с первой суббурей, но затухает медленнее, чем основные процессы суббури и потому усиливается от суббури к суббуре.
На рис. 10 приведена схема, иллюстрирующая изменения конфигурации магнитного поля хвоста магнитосферы в ходе типичной суббури [18]. Суббуря начинается, когда Земля встречается с неоднородностью
Рис. 10. Эмпирическая модель развития процесса пересоединения в средней части хвоста магнитосферы [18]. Цифрами 1…7 со стрелками отмечены силовые линии хвоста, N - дальняя нейтральная линия. Околоземная нейтральная линия N´ образуется в результате пересоединения в среднем хвосте на фазе 6, после чего начинается выброс плазмоида, коллаПС и последующее восстановление хвоста.
(потоком) св, обладающей повышенной скоростью и, главное, магнитным полем, создающим высокую скорость пересоединения на магнитопаузе (U ~ 100 кВ, см. выше). В ходе начальной фазы суббури происходит вытяжение хвоста и накопление магнитной энергии W = ∫ε´dt. Открытый магнитный поток переносится с дневной стороны в доли хвоста, что увеличивает давление и ведет к утончению нейтрального слоя и уменьшению тока в нем. Процесс постепенно развивается, как показано на рисунке, и заканчивается разрывом тока хвоста, что эквивалентно пересоединению антипараллельных магнитных полей двух долей хвоста. В результате большая часть хвоста образует гигантский плазмоид, который отрывается от геомагнитосферы и уносится в антисолнечном направлении. Длина хвоста при этом резко сокращается, но восстанавливается на последующей релаксационной фазе суббури.
Рисунок 11 иллюстрирует упомянутый разрыв тока нейтрального слоя хвоста и ответвление его вдоль магнитных силовых линий в ионосферу [26]. Разрыв происходит в той области хвоста, которая проецируется в ионосферу вдоль силовых линий на ночной сектор аврорального овала, где замыкание продольных токов создает так называемую «западную авроральную электрострую» AEJ-W (см. рис. 11). Ее интенсивность ~ 106 A. Авроральная струя и упомянутый выше кольцевой ток ответственны за магнитные суббури и бури, наблюдаемые на поверхности Земли. Магнитное поле электроструи на поверхности Земли измеряется непрерывно, и результаты публикуются в виде таблиц АЕ-индексов, используемых в качестве одной из основных глобальных характеристик космической погоды. Упомянутые продольные токи переносятся энергичными заряженными частицами, которые высыпаются в ионосферу и резко усиливают интенсивность полярных сияний одновременно с магнитными возмущениями (см. рис. 12). Высыпания частиц заметно меняют свойства ионосферы как среды, отражающей радиоволны, что создает нарушение условий радиосвязи. Усиление потоков захваченных частиц во время суббурь и бурь выводит
Рис. 11. Токи плазменного слоя, продольные токи и ионосферные холловские токи, создающие восточную (AEJ-E) и западную (AEJ-W) авроральные электроструи. Показана также область разрыва тока хвоста - область вторичного генератора, действующего на разгрузочной стадии суббури.
Рис. 12. Фотографии полярных сияний.
Рис. 13. Примеры наземного проявления солнечной активности [5]: а - нижняя кривая - количество солнечных пятен с 1989 по 1924 гг., верхняя кривая - частота бурь на оз. Байкал (данные обс. Иркутск); б - частота заболеваний возвратным тифом (пунктир, кривая сдвинута на 1 год влево) и индексы солнечной активности.
из строя электронную аппаратуру, солнечные батареи на спутниках, линии электропередач на Земле, создает разнообразные возмущения в атмо- и био- сферах (см. рис. 13).
Названные выше процессы пересоединения в нейтральном слое хвоста составляют основное содержание суббури в рамках классической модели NENL [36] и ее современной версии [8]. Однако, в последние годы эта версия и теория суббури в целом подвержены существенной модернизации. Развиваются два основных альтернативных подхода. Чтобы пояснить суть основного конфликта, рассмотрим данные
Рис. 14. а - характеристики средней суббури, вычисленные с помощью ТИМ методом наложенных эпох; б - измерения открытого магнитного потока Ψ в ходе вспышек [28].
ТИМ на рис. 14, а, относящиеся к упомянутой выше средней (статистической) суббуре. Показаны графики АЕ-индексов, открытого магнитного потока Ψ1, полной мощности суббури QT, входной мощности ε´, и накопленной энергии W=∫(ε´-QT)dt. Вертикальные линии с одной и двумя звездочками отмечают, соответственно, начала двух активных фаз суббури, которые хорошо видны на Х-магнитограммах, полученных по данным наземных магнетометров и приведЈнных на том же рисунке. Сравнение с графиком Ψ1 показывает, что первая активная фаза наблюдалась на фоне роста, а вторая произошла одновременно с резким уменьшением открытого магнитного потока Ψ1. Последнее соответствует признакам пересоединения открытого магнитного потока долей хвоста, ожидаемым из модели NENL. Однако данные рис. 14, а и другие имеющиеся данные, относящиеся к 1-й активной фазе, не вписываются в современную версию классической модели NENL [8], поскольку на этой фазе не наблюдаются признаки пересоединения открытого магнитного потока и образования крупномасштабной NENL (по крайней мере, не наблюдаются как признаки основного процесса). Из дополнительных данных следует, что источники возмущения 1-й и 2-й активных фаз расположены, соответственно, в ближнем хвосте, где пересоединение открытого потока никогда не наблюдалось, и в среднем хвосте, где этот процесс наблюдается обычно во время суббурь. В этой связи, активно развиваются модели суббури без пересоединения открытого магнитного потока как основного процесса, т.е. развивается альтернативный подход в феноменологии и теории суббурь. Сторонники классического подхода, фактически признав существование и особенности 1-й активной фазы в отдельных примерах, пытаются показать, что она является лишь следствием 2-й фазы, поскольку основная энергия накапливается в открытых долях хвоста. В альтернативных же моделях основной взрывной процесс суббури создается механизмом нелинейной магнитосферно-ионосферной связи, чья энергия черпается из магнитного поля в замкнутом хвосте. Согласно такому подходу [например, 22, 14], пересоединение открытого магнитного потока не играет основной роли, оно может произойти как следствие первого, или не произойти. Термин «пересоединение» заменяется терминами «разрыв тока хвоста», «CD» (Current Disruption).
Может показаться, что различие двух подходов постепенно сводится к семантике и сглаживается. Однако сохраняется тот факт, что в моделях CD основные процессы суббури - это мелкомасштабные разрывы в ближнем и замкнутом хвосте, тогда как в вариантах модели NENL суббурю создают крупномасштабные процессы в среднем хвосте, включающие пересоединение открытых долей.
Данные ТИМ на рис. 14, а позволяют в известном смысле объединить два названных подхода. Рисунок содержит информацию об изменении в ходе суббури параметра Ψ1, и полученных на этой основе параметров QT, ε´, W и др. Эти новые данные показывают, что в типичной суббуре наблюдаются, и в определенной последовательности, две активные фазы, обозначенные на рисунке как pseudobreakups и expansion соответственно. Легко видеть, что признаки первой из этих активных фаз соответствуют моделям типа CD, а второй - упомянутому классическому подходу с пересоединением открытого магнитного потока. Показано также, что 1 активная фаза имеет источник в ближней замкнутой, а 2 - в более отдалЈнной открытой частях хвоста [например, 30]. Однако эти результаты ТИМ пока не получили общего признания. Сторонники обоих упомянутых научных направлений не учитывают, что две активные фазы (с источниками в ближнем и среднем хвосте соответственно) являются типичным свойством суббурь, и спорят относительно их последовательности и причинной связи (если две фазы наблюдаются).
Согласно данным ТИМ две названные активные фазы типичной суббури не связаны, как причина и детерминированное следствие. Наблюдались события, когда отдельная активная фаза возникала стохастически как изолированное возмущение с или без пересоединения открытого магнитного потока. Как видно из рис. 14, а, пороговые значения Ψ1 и W различаются для неустойчивостей, триггерирующих две активные фазы суббури (два названных типа возмущений).
В этой связи отметим активно развивающееся в последние годы новое направление, в котором суббуря рассматривается как стохастический процесс в системе с мелкомасштабной ячеистой структурой и случайным распределением избранного параметра ячеек (например, напряженности магнитного поля). Под воздействием внешней причины возмущение в подобной системе (например, магнитное пересоединение) начинается в малом числе ячеек, где параметр к началу процесса имел критическое значение. Результатом является сброс и временная релаксация каждой возмущенной ячейки, но за счет этого не одна, а ряд соседних ячеек достигает критического уровня названного параметра и переходит в режим возмущения. Таким ообразом, при сохраняющемся внешнем воздействии возмущение охватывает все большее число ячеек, распространяясь подобно лавине. Такой процесс получил название самоорганизованной критичности (SOC). Известны многочисленные наблюдения, предполагающие ячеистую мелкомасштабную структуру магнитного поля хвоста и токовой системы нейтрального слоя [19, 27, 10, 21, 41, 46 и ссылки там].
Активно развивается также численное МГД моделирование спокойной геомагнитосферы и суббурь. Мелкомасштабные плазменные неустойчивости, триггерирующие суббури и бури, моделируются лишь с
Рис. 15. Геомагнитные силовые линии и линии межпланетного магнитного поля с северной компонентой - до и после пересоединения на дневной магнитопаузе [43].
Рис. 16. Распределение плотности основной (Ψ) компоненты тока хвоста по данным МГД модели [9]. Светлый кружок с точкой - положение спутника Geotail в северной доле хвоста вблизи наиболее плотного слоя тока на магнитопаузе.
применением «счетной» вязкости и резистивности, необходимой для упомянутых процессов пересоединения. Эти процессы составляют ряд нерешенных проблем, так же как взаимодействие многомасштабных процессов в различных пространственных доменах магнитосферы, имеющих существенно различные физические характеристики. Тем не менее, МГД моделирование становится ведущим методом физики магнитосферы Земли, который дает более подробную и полную картину, чем рассмотренные выше полуэмпирические модели. Однако детали не умещаются в рамках настоящего обзора, и мы ограничиваемся иллюстративными примерами (см. рис. 15, 16). Обзоры глобального численного МГД моделирования магнитосферы найти можно, например, в [35, 42].
Рисунок 17 позволяет видеть, что магнитосферы, подобные земной, в отмеченных выше существенных деталях, наблюдаются у части планет солнечной системы, звезд, и даже галактик. На рисунке показаны кометообразная конфигурация магнитного поля названных космических объектов с магнитным хвостом и долями хвоста с антипараллельными магнитными полями. На Юпитере наблюдается аналог аврорального овала, заполненного полярными сияниями (см. рис. 18) и многие характеристики возмущений, подобные таковым для суббурь на Земле [25].
Рис. 17. Сравнительные конфигурации магнитосфер планет солнечной системы, звезд и галактик. Магнитосфероподобные системы с характерными размерами, меняющимися в широком диапазоне, по-видимому, широко распространены во Вселенной. Расстояние лобовой точки магнитопаузы от центра Меркурия равно 3.5ћ103 км; для радиогалактики NGG 1265 соответствующий размер составляет около 1018 км. Солнце изображено на фоне магнитосферы Юпитера, чтобы показать ее масштабы [1].
Рис. 18. Полярные сияния на Юпитере. Видны аналоги авроральных овалов на Земле [25].
Известно также, что процессы, создающие суббури на Земле и вспышки на Солнце, подобны по ряду фундаментальных характеристик. Основной вид энергии, освобождаемый в ходе суббурь и вспышек, - магнитная энергия; основной процесс ее диссипации - магнитное пересоединение [34]. Ряд новых предпосылок и наблюдаемых проявлений аналогии описан ниже и иллюстрируется с помощью рисунков 14 и 19 - 21.
Основное свечение типичной солнечной вспышки наблюдается в хромосфере, чаще всего в виде двух лент. Такой, сильно упрощенной, но наиболее распространенной, модели вспышки соответствует модель магнитосферы вспышечной области (ВО), приведенная на рис. 19, в. Магнитосфера ВО, как и ее аналог на Земле, содержит (в названной модели) открытый магнитный поток R3, образуемый до начала активной фазы вспышки всплыванием «нового» магнитного поля из-под фотосферы. Всплывающий магнитный поток действует на вспышечную магнитосферу подобно замагниченному солнечному ветру. Образование открытого магнитного потока, подобно аналогичному процессу на Земле, соответствует образованию токовой системы, которая включает в себя вертикальный токовый слой внутри нейтрального слоя магнитосферы. Растущее давление на этот слой ведет к его разрывам и пересоединению антипараллельных магнитных полей (см. рис.10). Пересоединение начинается в нижней замкнутой, части магнитосферы (область R2), и распространяется вверх, охватывая область открытых силовых линий. В результате образуются энергичные частицы, высыпание которых в хромосферу наблюдается в виде двух лент.
Такая модель вспышек предложена на основе аналогии суббури - вспышки [28, 3]. Существенно, что эта модель соответствует активно развиваемому в физике солнечных вспышек направлению, известному как концепция CSHKP ([11, 44, 17, 20, 45]). Ниже приведены дополнительные данные, позволяющие сопоставить предложенную модель, как и концепцию CSHKP, с наблюдениями.
Сравнивая рис. 19, а, б и в, видим, что ленты вспышки можно рассматривать как аналоги авроральных овалов. Рис. 20 расширяет эту аналогию, показывая, что по данным наблюдений ленты вспышки расходятся в ходе ее активной фазы так же, как овалы в ходе 2-й активной фазы суббури. На основе этих данных разрабатывается метод определения открытого магнитного потока Ψ в магнитосфере вспышечной области на Солнце [2].
Рис. 19. Двумерные модели: а - геомагнитосферы; б - ее ночной части; в - магнитосферы вспышечной области.
Рис. 20. Эволюция двух авроральных овалов в ходе суббури на Земле (вверху) и двух лент солнечной вспышки (внизу). Момент t = 0 - начало разгрузочной (2-й активной) фазы. Овалы, как и ленты, сходятся на стадии загрузки (t < 0) и расходятся на разгрузочной стадии, что соответствует накоплению открытого магнитного потока Ψ и последующему его пересоединению.
Исходным служит определение Ψ = BS, где S - площадь («полярной шапки») между внешними границами двух лент, B - средняя по этой площади величина магнитного поля. По измеренным на такой основе значениям Ψ использованием уравнения (5) вычислялись поток Пойтинга в магнитосферу вспышечной области, ε´, мощность вспышки QT, и накопленная энергия W=∫(ε´-QT)dt [29]. Графики этих параметров приведены на рис. 14, б по данным средней (статистической) вспышки [28]. Первая и вторая активные фазы вспышек наблюдаются (по данным рис. 14, б), соответственно, на фазах роста и быстрого спада значений Ψ, что является главным отличительным признаком двух последовательных активных фаз суббури. Таким образом, сравнение данных рис. 14, б с соответствующими для статистической суббури (рис. 14, а) позволило заключить, что две последовательные активные фазы, с и без пересоединения открытого магнитного потока, отмеченные выше как свойство типичной суббури, наблюдались и как общее свойство рассмотренных вспышек. Интересно, что такое заключение согласуется со сделанными независимо выводами из наблюдений [24]. С другой стороны, сравнение рис. 14, а и б выявляет важное различие временной структуры суббурь и рассмотренных вспышек: активная фаза статистической суббури заканчивается (фазой релаксации) вскоре после завершения пересоединения открытого магнитного потока (т.е. после быстрого спада Ψ), тогда как в статистической вспышке на рис. 14, б высокий уровень интенсивности мягкого (1џ8Å) и жЈсткого (0.5џ1Å) рентгена сохраняется длительное время после спада Ψ. Соответственно, длительное время после завершения фазы пересоединения открытого магнитного потока сохраняется высокий уровень мощности вспышки.
Модели типа CSHKP предсказывают, что дополнительно к основной паре лент, отмеченных на рис. 19, должны наблюдаться две светящиеся ленты, источником которых является плазмоид, выбрасываемый в ходе 2-й активной фазы вспышки при пересоединении открытого магнитного потока [38]. Рис. 21 подтверждает этот прогноз по данным вспышки 23 сентября 1998 г. Модель на рис. 21 поддерживает изложенную выше модель вспышки и, кроме того, позволяет понять природу S-образной формы линии раздела магнитных полярностей, часто наблюдаемой на фотографиях хромосферных вспышек [3].
В целом, данные настоящего раздела обзора свидетельствуют, что физика магнитосферы Земли «работает» как лаборатория, позволяющая изучать не только специфические околоземные процессы, но и
Рис. 21. Модель вспышки [38]. Дополнительно показаны пара лент B и B' и линия раздела полярностей (пунктир) (см. текст) [3].
магнитосферы и процессы в них, создающие основные виды возмущений на многих космических объектах Вселенной. Как следует из рис. 14, по известным свойствам суббурь на Земле предсказаны и найдены неизвестные ранее свойства вспышек на Солнце, и наоборот.
Настоящая лекция охватывает часть основных разделов физики магнитосферы Земли, близких к тематике исследований группы ТИМ ИСЗФ СО РАН. Физика геомагнитосферы - быстро развивающаяся наука, основанная на применении известной физики к явлениям солнечно-земных связей. Открыты и активно изучаются ряд процессов, имеющих распространение на многих объектах во Вселенной, но ранее не известных и не расшифрованных в терминах современной физики, таких как магнитное пересоединение и самоорганизованная критичность. Эти и ряд других нерешенных проблем ожидают своих исследователей.
Авторы выражают благодарность Л. Сапроновой за помощь в подготовке иллюстраций и текста статьи и благодарят С. Лунюшкина, В. Сидорова и Е. Гожалову, которые внесли вклад в подготовку рисунков 7, 14 и 9.
Работа выполнена при содействии грантов РФФИ 02-05-6159, 02-05-04002 и гранта INTAS 01-0142.
1. Лайонс Л., Уильямс Д. Физика магнитосферы. Количественный подход М.: Мир, 1987. 312 с.
2. Мишин В.М., Банин В.Г., Лунюшкин С.Б. и др. Динамика открытого магнитного потока в магнитосфере вспышечной области на Солнце // Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. 1997. Вып.105. С. 59 - 79.
3. Мишин В.М., Сидоров В.И., Григорьев В.М. и др. Вспышка 23 сентября 1998 г: новые аргументы в пользу модели CSHKP // Там же. 2001. Вып. 113. С. 120 - 126.
4. Пудовкин М.И. и Семенов В.С. Теория пересоединения и взаимодействия СВ с магнитосферой Земли М:. Наука, 1985. 126 с.
5. Чижевский А.Л. Земное эхо солнечных бурь М.: Мысль, 1976. 367 c.
6. Alexeev I.I., Belenkaya E.S., V.V. Kalegaev V.V., Feldstein Y.I., Grafe A. Magnetic storms and magnetotail currents // J. Geophys. Res. 1996. V. 101. P. 7737 - 7747.
7. Arykov A.A., Maltsev Y.P. Direct-driven mechanism for geomagnetic storms // Geophys. Res. Lett. 1996. V. 23. P. 1689 - 1692.
8. Baker D.N., Pulkkinen T.J., Angelopoulos V. et al. Neutral line model of substorms: past results and present view // J. Geophys. Res. 1996. V. 101. P. 12975.
9. Berchem J., Raeder J., Ashour-Abdalla M. The distant tail at 200 RE : Comparison between Geotail observations and the results from a global magnetohydrodynamic simulation // Ibid. 1998. V. 103. P. 9121.
10. Chang Tom Multiscale intermittent turbulence in the magnetotail // Substorms-4, International Conference on Substorms-4, Terra Sci. Publ. Comp. 1998. P. 431 - 436.
11. Charmichael H. // AAS - NASA Symposium on the physics of solar flares / Hess W. N. (ed.), NASA SP 50, P. 451. 1964.
12. Dungey J.W. Interplanetary magnetic field and the auroral zone // Phys. Rev. Lett. 1961. V. 6. P. 47 - 49.
13. Daglis I.A., Thorne R.M, Baumjohann W., Orsini S. The terrestrial ring current: origin, formation, and decay // Rev. Geophys. 1999. V. 37. P. 407 - 438.
14. Erickson, G.M., Maynard N.C., Burke W.J. et al. // J. Geophys. Res. 2000. V. 105. P. 25265.
15. Heikkila W.J. Magnetospheric topology of fields and currents, in magnetospheric currents // Geophys. Monograf. Ser., 1984. / T.A. Potemra. V. 28 (ed.), P. 208, AGU, Washington. D.C.
16. Heppner J.R., Maynard N.C. Empirical high-latitude electric field model // J. Geophys. Res. 1987. V. 92. P. 4487.
17. Hirayma T. Theoretical model of flares and prominences. I: Evaporating flare model // Solar Phys. 1974. V. 34. P. 323 - 338.
18. Hones E.W., JR. Plasma flow in magnetotail and its implications for substorm theories // Dynamics of the magnetosphere / Akasofu (ed.), 1978. V. 78. P. 545 - 562.
19. Klimas A.J., Valdivia J.A, Vassiliadis D. et al. Self-organized criticality in the substorm phenomenon and its relation to localized reconnection in the magnetospheric plasma sheet // J. Geophys. Res. 2000. V. 105. P. 18765.
20. Kopp R.A., Pneuman G.W. Magnetic reconnection in the corona and the loop prominence phenomenon // Solar Phys. 1976. V. 50. P. 85 - 93.
21. Kropotkin A.P. Explosion-type dynamics of the magnetotail current sheet: role of mode coupling in substorm onsets // Proc. ICS - 5, ESA SP - 443, 2000. P. 127 - 133.
22. Lui A.T.Y. Current controversies in magnetospheric physics // Rev. Geophys. 2001. V. 39. P. 535 - 563.
23. Maltsev Y.P., Arykov A.A., Belova E.G. et al. Magnetic flux redistribution in the storm-time magnetosphere // J. Geophys. Res. 1996. V. 101. P. 7697 - 7704.
24. Masuda S., Kosugi T., Hara H. et al. Hard X-ray sources and the primary energy-release site in solar flares // Publ. of the Astronomical Society of Japan, 1995. V. 47. P. 677 - 689.
25. Mauk B.H., Anderson B.J., Torne R.M. Magnetosphere-ionosphere coupling at Earth, Jupiter, and beyond: Preprint SRP - 05 - 02 / The Johns Hopkins University. USA, 2002.
26. McPherron R.L. Magnetospheric substorms // Rev. Geophys. Space Phys. 1979. V. 17. P. 657.
27. Milovanov A.V., Zelenyi L.M., Zimbardo G. Fractal structures and power law spectra in the distant Earth’s magnetotail // J. Geopys. Res, 1996. V. 101. P. 19903 - 19910.
28. Mishin V.M., Falthammar C.-G. Pseudo- and true substorm onsets within framework of the analogy «magnetospheric substorms - solar flares» // Substorms-4, International Conference on Substorms-4, Terra Sci. Publ. Comp. 1998. P. 319 - 322.
29. Mishin V.M., Sidorov V.I., Adelkhanov S.S., Yazev S.A. On the power of large solar flares // Roman. Astron. J. 1999. V. 9. Supplement. P. 49 - 53.
30. Mishin V.M., Saifudinova T., Bazarzhapov A. et al. Two distinct substorm onsets // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. A7. P. 13105 - 13118.
31. MiyashitaY., Machida S., Mukai T. et al. Mass and energy transport in the near and middistant magnetotail around substorm onsets: Geotail observations // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. P. 6259.
32. Newell P.T., Xu D. et al. Dynamical polar cap: A unifying approach // J. Geophys. Res. 1997. V. 102. P. 127 - 139.
33. Potemra T.A. Sources of large-scale Birkeland currents // Physical signatures of magnetospheric boundary layers processes / J.A. Hollet, A. Egeland (eds.), 1994. P. 3 - 27.
34. Priest E.R. Magnetic reconnection at the sun // Magnetic reconnection in space and laboratory plasmas / E.W. Hones (ed.), AGU, Washington, 1984. P. 63.
35. Raeder J., Maynard N.C., Foreword J. // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. P. 345 - 348.
36. Russell C.T. and McPherron R.L. // Space Sci. Rev. 1973. V. 15. P. 205 - 266.
37. Saifudinova T., Mishin V.M., Shirapov D.Sh. Structure of open magnetic flux across the polar cap // Proc. ICS-5, ESA SP-443, 2000. P. 565 - 568.
38. Shibata K.A. Unified model of solar flares // Astrophysics: Five years of Yohkoh and beyond. Tokyo, Japan, 6 - 8 Nov. 1996. Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, 1998. P. 187 - 196.
39. Shirapov D.Sh., Mishin V.M. et al. Some problems of the polar cap and geomagnetic tail dynamics // Substorms - 4, International Conference on Substorms - 4, Terra Sci. Publ. Comp. 1998. P. 413 - 416.
40. Siscoe G.L. et al. // J. Geophys. Res. 1991. V. 96. P. 3487.
41. Sitnov M.I. and Sharma. Magnetotail thin current sheet models and their role in substorm physics // Proc. ICS - 5, ESA SP - 443, 2000. P. 113 - 120.
42. Sonnerup B.U.O., Siebert K.D., White W.D W. et al. Simulation of the magnetosphere for zero interplanetary magnetic field: the ground state // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. P. 24419 - 24434.
43. Song P., DeZeeuw D.L.,.Gombosi T.I, Groth C.P.T. et al. A numerical study of solar wind - magnetosphere interaction for northward interplanetary magnetic field // J. Geophys. Res. 1999. V. 104. P. 28361 - 28378.
44. Sturrock P.A. Structure and development of solar active regions // IAU Symp. N 35 / Kiepenheuer (ed.). Dortrecht: Reidel. 1968. P. 471 - 480.
45. Svestka Z., Cliver E.R.. History and basic characteristics of eruptive flares (introductory talk) // Eruptive solar flares / Z. Svestka, B. Jockson, M. Machado (ed.), Lecture Notes in Physics, 1992. V. 399. Springer Verlag. P. 1 - 11.
46. Uritsky V.M., Pudovkin M.I. // Ann. Geophys. 1998. V. 16 (12). P. 1580.
Доклад представлен на Байкальской школе ИСЗФ СО РАН, Иркутск, 2002
и опубликован на сайте http://bsfp.iszf.irk.ru/bsfp2002/articles/