Исследование свойств и источников вариаций плазмы и магнитного поля в магнитослое Земли тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат физико-математических наук Шевырев, Николай Николаевич

• Шевырев, Николай Николаевич
• кандидат физико-математических наук
• 2005

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Шевырев, Николай Николаевич

Введение

Актуальность темы

Краткий обзор результатов исследования магнитослоя

Цель работы

Содержание работы

1 Проект ИНТЕРБОЛ: Методы измерения и анализа данных.

Используемая база данных

1.1 Проект ИНТЕРБОЛ

1.1.1 Прибор ВДП

1.1.2 Прибор ФМ-ЗИ

1.2 Измерения плазмы и магнитного поля на аппаратах WIND, GEOTAIL и IMP

1.3 Методы анализа данных

1.3.1 Корреляционный анализ

1.3.2 Спектральный анализ

2 Турбулентность солнечного ветра и магнитослоя

2.1 Введение

2.2 Сравнение интенсивности низкочастотных и высокочастотных вариаций в солнечном ветре и в магнитослое

2.3 Сопоставление одновременных вариаций на спутниках ИНТЕРБОЛ-1 и WIND

2.4 Сопоставление измерений с газодинамическими моделями

2.4.1 Газодинамическая модель Спрайтера

2.4.2 Модель Карталева

2.5 Анализ многоспутниковых измерений

2.5.1. Среднемасштабные вариации

2.5.2. Мелкомасштабные вариации

2.6 Распределение вариаций внутри магнитослоя. Радиальный профиль

2.7 Выводы Главы

3 Зависимость турбулентных свойств плазмы магнитослоя от внешних условий

3.1 Введение

3.2 Квазипараллельная и квазиперпендикулярная ударная волна.

Методика определения угла 9вп в солнечном ветре и в магнитослое

3.3 Зависимость вариаций потока ионов и магнитного поля в магнитослое от ориентации межпланетного магнитного поля.

Примеры пересечений магнитослоя спутником ИНТЕРБОЛ

3.3.1 Пересечение магнитослоя 14 июня 1999г.

3.3.2 Пересечение магнитослоя 16 июля 1997г.

3.4 Статистика вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в зависимости от угла вВп.

3.5 Спектральный анализ вариаций в солнечном ветре, форшоке и магнитослое

3.6 Выводы Главы

4 Волны зеркальной моды в магнитослое Земли

4.1 Введение

4.2 Экспериментальные данные

4.2.1 Анализ измерений 12 июня 1996г.

4.2.2 Анализ волновых мод 12 июня 1996г.

4.2.3 Анализ измерений 28 июня 1996г.

4.2.4 Анализ измерений 06 сентября 1998г.

4.3 Выводы Главы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование свойств и источников вариаций плазмы и магнитного поля в магнитослое Земли»

Актуальность темы

Проблема воздействия солнечного ветра на магнитосферу Земли является ключевой в изучении солнечно-земных связей и представляет большой научный и практический интерес для задач, объединенных в теме "Космическая погода". В настоящее время, при рассмотрении этих задач, в качестве исходных параметров для моделей, описывающих процессы внутри магнитосферы и на ее границе, как правило, используются данные аппаратов, находящихся на значительном удалении от Земли (например, в точке либрации L1), т.е. измерения невозмущенного солнечного ветра. При этом никак не учитываются процессы, происходящие в областях прилегающих к магнитосфере - в форшоке, на ударной волне, а также в магнитослое. Однако достаточно очевидно, что на границу магнитосферы воздействует не невозмущенный солнечный ветер, а модифицированный в этих областях (и главным образом в магнитослое) поток плазмы (Schwartz et al., [1996]; Song et al., [1999a]). Так например, в работе Николаевой и др. [1998] было показано, что быстрые и большие движения магнитопаузы определяются динамикой давления плазмы в магнитослое при постоянстве динамического давления солнечного ветра.

Магнитослой является чрезвычайно активной областью, наполненной различными волновыми модами, свойства которых содержат информацию о набегающем потоке солнечного ветра и которые ответственны за перенос и перераспределение энергии и импульса внутри магнитослоя. Вариации параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое могут достигать значительных величин и наблюдаются в широком диапазоне временных масштабов [Sibeck et al., 2000]. Наблюдаемые в магнитослое структуры, как правило, нелинейны, поэтому они должны взаимодействовать друг с другом, а также с нелинейными структурами солнечного ветра, такими как ударные волны и разрывы. Это будет приводить к модификации таких структур и исследование механизмов и степени их модификации имеет большое значение для прикладных задач солнечно-земной физики.

Таким образом, магнитослой является своеобразным интерфейсом между солнечным ветром и магнитосферой, и исследование механизмов генерации различных типов волн и неустойчивостей в магнитослое, а также процессов их распространения и взаимодействия с магнитосферой крайне важно, особенно в свете последних работ по повышению точности прогноза "Космической погоды". Кроме того, магнитослой является природной лабораторией плазмы, в которой складываются уникальные по своим свойствам условия, не воспроизводимые в наземных установках и крайне сложные для моделирования -сверхзвуковое обтекание магнитного препятствия бесстолкновительной плазмой в неограниченном пространстве. Спутниковые измерения позволяют проводить непосредственное изучение этих процессов, поэтому исследование магнитослоя, в том числе, позволит улучшить представления о процессах, происходящих за внешней границей гелиосферы (гелиопаузой), а также во многих астрофизических объектах типа расширяющихся оболочек сверхновых звезд, звездных систем и галактик, когда происходит сверхзвуковое обтекание какого-либо препятствия бесстолкновительной плазмой. Этим объясняется важность и актуальность как экспериментального, так и теоретического изучения области магнитослоя.

В настоящее время существует значительное количество публикаций по изучению магнитослоя, содержащих как прямые измерения, так и теоретические модели (см., например, обзор Song and Russell, [1997]). Однако недавние и более ранние работы, в основном, были посвящены изучению глобальной структуры магнитослоя, а также численному газодинамическому или МГД-моделированию течения в нем. Анализ спутниковых измерений параметров плазмы и магнитного поля в магнитослое ограничивался низкочастотной областью (преимущественно с частотами ./<0,01 Гц) вследствие низкого временного разрешения данных. Систематический анализ более высокочастотных вариаций с частотами 0,01-1 Гц был невозможен вследствие низкого временного разрешения данных измерений плазменных параметров и ограничивался измерениями магнитного поля. Лишь для отдельных единичных событий были доступны измерения потока плазмы с более высоким разрешением вплоть до 1/50 с (как, например, на спутнике ПРОГНОЗ-8). Эти измерения показывали, что именно в областях частот 0,01-1 Гц и наблюдаются интенсивные вариации параметров плазмы и магнитного поля, очень сильно отличающиеся по своей структуре от вариаций в невозмущенном солнечном ветре.

Запуск в 1995 г. российского спутника ИНТЕРБОЛ-1 позволил сделать большой шаг вперед в изучении солнечно-земных связей. Это стало возможным благодаря уникальному комплексу научных приборов, функционировавших на борту этого спутника и обладавших рекордным временным разрешением, а также благодаря тесной кооперации с экспериментами на других космических аппаратах. Это сотрудничество опиралось на одновременное функционирование в солнечном ветре и магнитосфере целой флотилии аппаратов, выполнявших общую задачу по исследованию солнечно-земных связей и глобальной структуры магнитосферы.

В данной работе основной упор был сделан на исследование быстрых вариаций потока ионов и магнитного поля в диапазоне частот 0,02-1 Гц (мелкомасштабные вариации) на основе богатой экспериментальной базы, обеспеченной успешным и весьма плодотворным функционированием спутника ИНТЕРБОЛ-1. Проводилось сопоставление свойств мелкомасштабных вариаций со свойствами среднемасштабных вариаций в диапазоне частот 0,02-0,0005 Гц. Систематические измерения на протяжении почти пяти лет потока ионов (прибор \Т)Р) и магнитного поля (прибор БМ-З) с временным разрешением вплоть до 1/16 секунды обеспечили успешное выполнение поставленной задачи. Тем самым, впервые удалось систематически наблюдать столь быстрые процессы не только в магнитном поле, но и в плазме, и приблизиться к проблеме возникновения сильной турбулентности в магнитослое. Были статистически исследованы особенности быстрых вариаций в магнитослое, проведено их сопоставление с вариациями в невозмущенном солнечном ветре и форшоке, а также изучено поведение вариаций на различных временных масштабах, что дало возможность судить о свойствах течения плазмы в магнитослое.

Краткий обзор результатов исследований магнитослоя

В качестве короткого введения перед обзором существующих на сегодняшний день результатов по изучению магнитослоя определим основные особенности этой области.

Свойства магнитослоя.

Взаимодействие потока бесстолкновительной плазмы солнечного ветра и межпланетного магнитного поля с магнитным полем Земли приводит к формированию поверхности называемой магнитопаузой, которую в первом приближении можно считать непроницаемой для солнечного ветра. Магнитопауза является внешней границей магнитосферы, отделяющей область сильного дипольного магнитного поля Земли (на поверхности Земли вблизи экватора В-32000 нТ) с низкими концентрациями плазмы (п<0.1 частиц/см3) от области, заполненной более плотной плазмой солнечного ветра (п~5-100 частиц/см ) с вмороженным в нее слабым межпланетным магнитным полем (В~7 нТ). Форма и размеры магнитопаузы определяются балансом динамического давления плазмы солнечного ветра (в среднем ~2 нПа) и давления магнитного поля Земли. При типичных условиях в солнечном ветре подсолнечная точка магнитопаузы находится на расстоянии около 10 Яе (Яе - радиус Земли, Яе=6378 км). Поскольку магнитопауза встает естественным "закругленным" препятствием на пути распространения сверхзвукового и сверхальвеновского потока плазмы, то на некотором расстоянии от магнитопаузы формируется отошедшая ударная волна. Область между магнитопаузой и ударной волной, в которой происходит обтекание солнечным ветром магнитосферы Земли, и называется магнитослоем.

Кинетические процессы на околоземной ударной волне приводят к модификации исходной функции распределения и диссипации кинетической энергии направленного движения плазмы солнечного ветра, а также являются источником энергии для развития различных неустойчивостей и колебаний. Формирование магнитослоя можно условно описать, рассматривая взаимодействие магнитосферы с солнечным ветром посредством различных волн, которые несут информацию о существовании препятствия на пути распространения солнечного ветра. Эти волны принимают различный облик - например это могут быть стоячие волны, разрывы, всевозможные осцилляции и нелинейные структуры; плавное изменение параметров может быть представлено как серия небольших изменений. Посредством этих волн и структур осуществляется диссипация энергии направленного движения плазмы и происходит преобразование исходного потока солнечного ветра и вмороженного в него межпланетного магнитного поля в модифицированное состояние, определяемое граничными условиями (см. Song et al., [1999]; Chisham et al., [1999]; Schwartz et al., 1996). Вариации в невозмущенном солнечном ветре, либо изменения на границе магнитосферы будут приводить к дополнительным временным вариациям в магнитослое. Кроме того, волны генерируются в результате взаимодействия солнечного ветра и межпланетного магнитного поля с околоземной ударной волной, что приводит, в частности к формированию перед фронтом ударной волны области с повышенной волновой активностью - форшока. Таким образом, существует несколько источников вариаций в магнитослое, каждый из которых может давать значительный вклад в наблюдаемые колебания параметров. Все это сильно осложняло исследование процессов в магнитослое в предыдущие годы, поскольку не существовало систематических измерений плазмы с хорошим временным разрешением в этой области.

Наиболее ранние наблюдения в магнитослое были выполнены на спутнике Pioneer 1 [Sonnett, Abrams 1963]. Магнитослой был описан как область с "возмущениями типа серий ударных волн, с резкими и быстрыми изменениями в направлении магнитного поля" и рассматривался как переходная область между магнитосферой и межпланетной средой.

Для понимания фундаментальных процессов, происходящих в магнитослое необходимо в первую очередь описать структуру магнитослоя в "спокойном" состоянии. Причем это важно не только для физики магнитосферы, поскольку в данном случае приходится иметь дело с классической задачей обтекания препятствия тупой формы сверхзвуковым потоком, с тем лишь отличием, что поток представляет собой замагниченное течение плазмы с высокой электропроводностью. Понимание процессов происходящих при таком обтекании может найти массу применений в различных задачах астрофизики, солнечной физики, космической физики и физики плазмы.

Теоретические модели структуры магнитослоя.

Впервые структура магнитослоя как функция внешних параметров в солнечном ветре была описана в работе Спрайтера (Spreiter et al. [1966]), в которой был проведен численный расчет двумерного распределения параметров — плотности, скорости, температуры и линий тока плазмы в магнитослое Земли. Однако эта модель была чисто газодинамической и не включала в себя магнитного поля.

Наличие даже слабого магнитного поля в плазме оказывает существенное влияние на процессы, происходящие в рассматриваемой системе по сравнению с теми, с которыми приходится иметь дело в обычной газо- и гидродинамике, поскольку их исходные уравнения дополняются уравнениями Максвелла. Сильное влияние магнитного поля на свойства течения в магнитослое было осознано практически сразу после того, как начались исследования в этой области. Zwan, Wolf [1976] (далее модель Z-W) первыми провели численное моделирование магнитослоя с учетом магнитного поля. Их модель была одномерной и рассматривала одну трубку магнитного потока, движущуюся от ударной волны к магнитопаузе. Течение вещества внутри такой трубки, рассчитывалось в соответствии с законами сохранения (см. Рис.1).

Рис. 1. Схема модели Zwan и Wolf [1976].

При этом, несмотря на одномерность модели, она позволяла получать решения для еще двух размерностей. При пересечении ударной волны трубка сжимается и поток плазмы начинает отворачиваться, двигаясь вдоль трубки. Временная эволюция трубки по мере ее движения от ударной волны к магнитопаузе обеспечивает вторую размерность. Третья размерность (перпендикулярно плоскости рисунка и плоскости содержащей магнитное поле) появляется вследствие разности электрического потенциала через такую трубку тока в соответствии с условием вмороженности. Одна из сложностей моделирования магнитослоя связана с линией стагнации, направленной вдоль направления тока плазмы и приходящей в подсолнечную точку магнитопаузы, в которой скорость потока должна упасть до нуля, а плотность неограниченно возрасти. В модели Z-W поток плазмы отклоняется на ударной волне вдоль направления магнитного поля прочь от линии стагнации. По мере движения трубки тока к магнитопаузе плазма в ней становится все более сжатой, магнитные трубки начинают накапливаться и давление магнитного поля возрастает. Для поддержания общего баланса давление плазмы должно падать и, как следствие, плазма выдавливается из магнитных трубок. Модель Z-W предсказывает монотонное уменьшение плотности от ударной волны к магнитопаузе (пунктирная линия на Рис.2). Непосредственно вблизи магнитопаузы в этой модели образуется слой, где плотность резко падает, тогда как напряженность магнитного поля возрастает. Этот слой физически представляет собой медленную моду волны разрежения. N

1.0

0.5

0.0

BS 0.2 0.4 0.6 0.8 MP

Distance

Рис. 2. Сравнение профилей плотности в магнитослое вдоль линии Солнце-Земля по моделям: Wu [1992] (сплошная линия), Zwan и Wolf [1976] (пунктиром), и Southwood и Kivelson [1995] (штрих-пунктиром).

1 • ' • ' * * * 1

Southwood и Kivelson [1995] в своей работе пересмотрели модель Z-W и сделали большой вклад в ее физическое усовершенствование. Всесторонний анализ допущений модели Z-W позволил им обнаружить ряд недостатков, искажавших физический смысл расчетов. Для устранения недостатков этой модели они ввели в рассмотрение фронт сжатия перед магнитопаузой - стоячую волну медленной моды (на Рис.2 штрих-пунктиром).

В модели Wu [1992] профиль плотности в магнитослое получался из 3-х мерного МГД расчета. Основное отличие результатов от модели Z-W заключалось в том, что в этом расчете плотность не падала от ударной волны, а сначала возрастала примерно до середины магнитослоя, и затем медленно спадала, оставаясь конечной вблизи магнитопаузы (сплошная линия на Рис.2).

Все эти модели рассматривали течение плазмы в подсолнечной области магнитослоя вблизи линии стагнации. При этом границы магнитослоя были фиксированными, а магнитопауза считалась сплошной непроницаемой поверхностью. Обзор этих и некоторых других моделей можно найти в работе Song and Russell [2002].

В последние десятилетия появился ряд других трехмерных МГД моделей (Kartalev et al., [1996], Farrugia et al., [1998]; Erkaev et al., [1999]; Samsonov et al., [2001]; Pudovkin et al., [2001]), позволяющих учитывать более сложные эффекты, такие как, анизотропия функции распределения, ориентация межпланетного магнитного поля и ряд других. В этих моделях (кроме Kartalev et al., [1996]) форма и положение ударной волны уже не задавались фиксированными, а появлялись как часть решения, однако они рассматривали, в основном, только подсолнечную область магнитослоя и не проводили расчет для его флангов. Модель [Kartalev et al., 1996] включала в себя модель магнитосферного магнитного поля, поэтому в ней не только ударная волна появлялась как часть решения, но и также определялись форма и положение магнитопаузы в ходе вычисления баланса плазменного давления солнечного ветра и магнитного давления в магнитосфере. Кроме того, эта модель также позволяет производить расчет параметров не только в подсолнечной области магнитослоя, но и на флангах.

Тем не менее, существующие модели не учитывают временных производных в уравнениях магнитной гидродинамики и дают лишь стационарные решения для различных внешних условий в солнечном ветре. Тем самым, в конечном решении отсутствуют все "не стоячие" волны. Также, как правило, не учитываются силы связанные с магнитным полем в уравнении сохранения импульса, что приводит к отсутствию альвеновских мод в решении. Магнитогидродинамические модели неспособны описать многочисленные кинетические эффекты, возникающие в плазме и, в особенности, на ударной волне и за ее фронтом, а также, вследствие сложностей численных расчетов, в основном, рассматривают плазму в одночастичном приближении и пренебрегают анизотропией. Более подробное описание моделей Spreiter et al. [1966] и Kartalev et al. [1996] с указанием их преимуществ и недостатков будет приведено в Главе 2.

Волны в магнитослое.

В идеальной линейной изотропной магнитогидродинамической теории допускается существование трех различных волновых мод, способных распространяться в среде: это быстрая магнитозвуковая, промежуточная/Альвеновская и медленная магнитозвуковая моды. Все эти моды имеют линейную дисперсию, т.е. их фазовая скорость не зависит от длины волны.

Промежуточная/Альвеновская мода не является волной сжатия и ее групповая скорость направлена вдоль направления магнитного поля. Возмущения скорости и магнитного поля параллельны (антипараллельны) друг другу и линейно поляризованы в • поперечном направлении, т.е. вдоль к*В0. Другие две МГД моды являются волнами сжатия • и поляризованы в плоскости к — В0. У быстрой магнитозвуковой моды магнитное и тепловое давление изменяются синфазно, обеспечивая возвращающую силу, которая поддерживает колебания. Медленная магнитозвуковая мода поддерживается противодействием магнитного и теплового давления, поэтому у нее вариации плотности и магнитного поля находятся в противофазе.

Поскольку плазма в магнитослое не изотропна, то описание процессов с точки зрения изотропной МГД теории может быть не совсем адекватным. Так, например, медленная магнитозвуковая мода становится зеркальной модой при превышении анизотропией некоторого порога (Schwartz et. al., [1996]):

Также очень важную роль в магнитослое играют кинетические эффекты, поскольку течение плазмы является бесстолкновительным. Кинетическая теория позволяет учитывать многочастичность плазмы, конечный ларморовский радиус, анизотропии температур, наличие пучков разных энергий и множество других эффектов, которые дают большой вклад в наблюдаемое состояние магнитослоя. В кинетическом рассмотрении частицы могут обмениваться энергией с волнами, приводя к их затуханию или раскачке. При больших значениях плазменного параметра ¡3, что типично в магнитослое, кинетические моды становятся совершено отличными от МГД мод - их дисперсионные кривые сильно изменяются. Включение в рассмотрение других типов частиц, пучков и анизотропии приводит к еще более сильной модификации волновых мод. Таким образом, кинетические моды крайне чувствительны к исходной функции распределения, что делает крайне трудным как их расчет, так и их идентификацию. Т.е. даже с точки зрения линейной теории гидродинамическое описание волн в магнитослое становится совершено неадекватным, в особенности при условии /?>1. Если принять во внимание, что параметры плазмы и магнитного поля в магнитослое неоднородны, а колебания существенно нелинейны, то трудности решения этой проблемы становятся еще более угрожающими.

Воспроизведение подобных условий в наземных установках слишком сложно, поэтому существующие на настоящий день знания о процессах в магнитослое основаны исключительно на непосредственных наблюдениях в космосе, теоретических работах и компьютерных моделях.

В спутниковых измерениях плазмы и магнитного поля в магнитослое, как правило, наблюдаются разнообразные волны и структуры в широком диапазоне частот [Sibeck et al., 2000; Denton, 2000]. Значительная часть волновой активности магнитослоя сосредоточена в диапазоне 0.01-0.1 Гц, хотя и в других диапазонах также наблюдаются достаточно интенсивные колебания. Эти волны имеют амплитуды, превышающие 10-20% и являются нелинейными.

Существует несколько возможных источников вариаций в магнитослое. Первый из них - это непосредственно сам солнечный ветер. Однако в нем довольно редко наблюдаются интенсивные колебания в данном диапазоне частот. Процессы взаимодействия солнечного ветра и межпланетного магнитного поля с околоземной ударной волной являются еще одной вероятной причиной вариаций. Во-первых, свойства солнечного ветра сильно модифицируются на ударной волне - происходит диссипация энергии направленного движения плазмы, что делает плазму нестабильной для генерации различных типов неустойчивостей и волн, а также является источником свободной энергии для раскачки различных колебаний. Во-вторых, ориентация ММП к фронту ударной волны может также существенно повлиять на уровень вариаций в магнитослое [Luhmann et al., 1986]. Еще одним вероятным источником волн является магнитопауза, поскольку магнитослой является областью, посредством которой солнечный ветер взаимодействует с границей магнитосферы. Вариации, сносимые течением к магнитопаузе, могут от нее отражаться и двигаться вверх по потоку, однако лишь волны быстрой моды могут распространяться далеко от магнитопаузы, остальные способны уйти лишь на ограниченное расстояние.

Хорошо известно, что при квазипараллельной ориентации межпланетного магнитного поля к околоземной ударной волне часть частиц солнечного ветра отражается от фронта ударной волны и образуется протяженная область форшока, характеризующаяся интенсивными колебаниями плотности плазмы и магнитного поля (Barnes, [1970]; Greenstadt, [1976]; Fuselier, [1994]). При этом плазма, прошедшая через фронт ударной волны, оказывается сильно сжатой, что приводит к большому росту плазменного давления, тогда как величина магнитного поля почти не меняется, поскольку на ударной волне усиливается лишь тангенциальная компонента магнитного поля, которая мала для квазипараллельных волн. Это приводит к тому, что, как правило, плазменный параметр за фронтом квазипараллельной ударной волны jî»l и плазма сильно турбулентная (Denton, [2000]). Также вклад в вариации в магнитослое могут дать интенсивные колебания параметров в ионном форшоке, которые всегда присутствуют перед фронтом квазипараллельной ударной волны (Omidi et al., [1994]; Nemecek et al., [1998]).

При квазиперпендикулярной ориентации частицы не могут уйти от фронта ударной волны и колебания генерируются на самой ударной волне, либо за ней. За квазиперпендикулярной волной появляется анизотропия функции распределения, поскольку энергия движения плазмы больше конвертируется в тепловую энергию перпендикулярно магнитному полю, чем параллельно ему. При такой анизотропии с Т|>Тц плазма неустойчива к возбуждению ионно-циклотронной неустойчивости и зеркальной неустойчивости [Denton, 2000].

Другим источником вариаций в магнитослое являются разрывы и ударные волны в солнечном ветре. Их взаимодействие с фронтом околоземной ударной волны в теории приводит к образованию семи разрывов: по паре разрывов для быстрой, медленной и промежуточной моды, а также контактного разрыва (Lin and Lee, [1994]; Song et al., [1999a]). В каждой паре волны будут распространяться в противоположных направлениях относительно контактного разрыва. При этом быстрая ударная волна, движущаяся вверх по потоку, сформирует новый фронт ударной волны, тогда как шесть остальных будут сноситься вниз по потоку. Из-за разностей фазовых скоростей этих волн они будут пространственно разноситься по мере распространения.

Итак, как можно видеть из весьма краткого перечисления основных процессов и явлений, наблюдаемых и активно изучаемых в области магнитослоя, имеющаяся на сегодня картина далеко не полна. Связано это, в первую очередь, с отсутствием многоспутниковых экспериментов в магнитослое, обладающих высоким временным разрешением измерений параметров плазмы и магнитного поля. Частично пробел, обусловленный отсутствием такого рода измерений, восполняется настоящей диссертационной работой, в основу которой были положены данные измерений, полученных в проекте ИНТЕРБОЛ.

Цель работы

Цель диссертационной работы - исследовать средне- и мелкомасштабные вариации потока ионов и межпланетного магнитного поля в области магнитослоя на основе анализа высокоопросных данных измерений потока ионов солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (временное разрешение не хуже 1 секунды), полученных спутником ИНТЕРБОJ1-1 в период с 1995 по 2000 год, а именно:

- исследовать статистические свойства средне- и мелкомасштабных вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое и сравнить их со свойствами вариаций в невозмущенном солнечном ветре и в форшоке;

- изучить пространственное распределение этих вариаций внутри магнитослоя для понимания роли границ в генерировании наблюдаемых колебаний;

- установить вероятные источники вариаций в магнитослое, используя данные многоспутниковых измерений (ИНТЕРБОЛ-1, WIND, АСЕ, GEOTAIL, IMP-8 и MAGION-4), а также оценить длины пространственной корреляции среднемасштабных структур магнитослоя;

- сравнивая данные спутника ИНТЕРБОЛ-1 и мониторов солнечного ветра изучить влияние внешних условий, в частности, ориентации межпланетного магнитного поля на амплитудные и частотные характеристики вариаций в магнитослое;

- исследовать отдельные волновые моды колебаний потока ионов и магнитного поля в магнитослое, установить их природу и условия, приводящие к их генерации.

Содержание работы

Диссертация состоит из введения, 4-х глав и заключения и содержит 114 страниц, включая 41 рисунок и 3 таблицы. Список цитируемой литературы насчитывает 82 наименования.

Заключение диссертации по теме «Физика Солнца», Шевырев, Николай Николаевич

Выводы работы и ее научная новизна

В работе представлены новые результаты, полученные в ходе анализа систематических измерений на спутнике ИНТЕРБОЛ-1 с высоким временным разрешением (1 с и выше) потока ионов и магнитного поля в областях солнечного ветра, форшока, а также в различных частях магнитослоя - от близких к подсолнечным до далеких фланговых областей. Перечислим здесь еще раз основные полученные результаты:

1. Изучались свойства интенсивных вариаций различных параметров (потока ионов, величины и ориентации магнитного поля) в магнитослое в широком диапазоне временных масштабов. Впервые проведено детальное сравнительное статистическое исследование вариаций параметров в различных областях околоземного пространства -получены распределения относительных амплитуд вариаций в двух диапазонах частот в магнитослое, форшоке и невозмущенном солнечном ветре. Показано, что, в среднем, амплитуда мелко- и среднемасштабных вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое в 2-3 раза выше, чем в невозмущенном солнечном ветре.

2. Для среднемасштабных вариаций на основе одновременных измерений проведено исследование зависимости вариаций в магнитослое от вариаций в невозмущенном солнечном ветре. Показано, что вариации в магнитослое возрастают с ростом вариаций в солнечном ветре, однако они могут быть достаточно интенсивны даже на фоне абсолютно спокойных условий в солнечном ветре. Таким образом, все сильные возмущения солнечного ветра находят свое проявление в магнитослое, однако далеко не все вариации параметров в магнитослое имеют своим источником вариации в солнечном ветре.

3. Впервые проведено детальное сопоставление данных спутниковых измерений потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое с результатами численного моделирования (газодинамическая модель Спрайтера и З-Э МГД-модель Карталева). Существующие численные модели позволяют предсказать средние значения потока ионов в магнитослое, в зависимости от условий в солнечном ветре, а также могут в ряде случаев обеспечить удовлетворительный расчет положений магнитопаузы и ударной волны, однако они не позволяют описать наблюдаемые вариации параметров в магнитослое - как мелко-, так и среднемасштабные. Значительная часть вариаций является отражением процессов, не учитываемых современными газодинамическими, а также магнитогидродинамическими моделями.

4. Впервые на основе сопоставления измерений параметров в магнитослое на нескольких аппаратах, одновременно находившихся в магнитослое и разнесенных на расстояния от ~0,6 Ые до ~30 Яе, показано подобие вариаций этих параметров даже на больших расстояниях вдоль линии тока в магнитослое. Как на мелких, так и на средних масштабах вариации в магнитослое сохраняются сравнительно неизменными лишь тогда, когда характерное время возмущения больше или порядка времени распространения плазмы от одной исследуемой точки внутри магнитослоя к другой. Возмущения на масштабах времени, меньших времени распространения плазмы, никак не коррелируют друг с другом. Таким образом, течение плазмы в магнитослое носит преимущественно турбулентный характер и характер турбулентности не связан с турбулентностью в солнечном ветре.

5. На основе оригинальной методики впервые проведено исследование пространственного распределения мелкомасштабных вариаций потока ионов и модуля магнитного поля поперек магнитослоя для двух его флангов. Оказалось, что вариации потока ионов примерно постоянны поперек магнитослоя на обоих его флангах. При этом наблюдается асимметрия распределений вариаций: вариации на утреннем фланге немного более интенсивны, чем на вечернем. Это, вероятнее всего, обусловлено преобладанием в ориентации межпланетного магнитного поля направления вдоль спирали Паркера, вследствие чего ударная волна на утреннем фланге большую часть времени является квазипараллельной.

6. Впервые проведено систематическое исследование (как статистически, так и на примере отдельных событий) влияния ориентации межпланетного магнитного поля к околоземной ударной волне (угол ©вп) на амплитуду мелкомасштабных вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое Земли. Разработана оригинальная методика определения угла ©вп для тех событий, когда спутник находится в магнитослое. Как следует из результатов анализа, ориентация межпланетного магнитного поля к околоземной ударной волне сильно воздействует на характер турбулентности плазмы в магнитослое. При квазипараллельной ориентации наблюдаются интенсивные высокочастотные колебания потока ионов и модуля магнитного поля в диапазоне 0,02-1 Гц в среднем на уровне около 15%. Эти вариации вдвое превышают вариации в магнитослое за квазиперпендикулярной ударной волной.

7. В соответствии с представленными данными одним из основных источников вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое в диапазоне частот 0,02-1 Гц является ударная волна, поскольку:

- амплитуда флуктуаций в магнитослое сразу же после пересечения ударной волны в несколько раз превосходит амплитуду флуктуаций в невозмущенном солнечном ветре;

- амплитуда флуктуаций сильно зависит от ориентации межпланетного магнитного поля к околоземной ударной волне;

- спектральные свойства флуктуаций в магнитослое сильно отличаются по своим особенностям от спектров в солнечном ветре или форшоке, т.е. эти флуктуации являются проявлением собственных процессов в магнитослое и на его границах, в частности, на ударной волне.

8. Во многих пересечениях магнитослоя спутником ИНТЕРБОJ1-1 наблюдались интервалы с интенсивными колебаниями модуля магнитного поля за квазиперпендикулярной ударной волной. Было обнаружено, что в ряде случаев эти колебания обладают следующими свойствами:

- вариации модуля магнитного поля находятся в противофазе с вариациями потока ионов;

- в низкочастотной области при ./<0,1 Гц волны имеют линейную поляризацию и являются волнами сжатия, т.е. вариации в направлении вдоль среднего магнитного поля значительно превышают вариации в поперечном направлении;

- наклоны спектров мощности продольных колебаний магнитного поля значительно превышают колмогоровский и составляют квраг~Ъ ,4-^-4,1, а наклоны спектров поперечных колебаний совпадают с наклонами спектров потока ионов и составляют кр—2,3--2,8.

Эти колебания, как следует из вышеизложенного, являются проявлением волн зеркальной моды и наблюдаются не только вблизи подсолнечных областей магнитослоя, но и на его флангах.

Научная и практическая ценность работы

Изучение факторов, влияющих на возникновение средне- и мелкомасштабных вариаций плазмы и межпланетного магнитного поля в магнитослое, а также анализ природы этих вариаций исключительно важны для понимания процессов взаимодействия солнечного

111 ветра с магнитосферой Земли и той роли, которую играет магнитослой в этих процессах. Магнитослой является интерфейсом между солнечным ветром и магнитосферой Земли, и именно модифицированная в магнитослое плазма и межпланетное магнитное поле взаимодействуют с магнитосферой, а не невозмущенный солнечный ветер.

В работе получены статистически обоснованные сведения о свойствах и зависимостях амплитуд и спектров вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в солнечном ветре, форшоке и в магнитослое.

Для интерпретации результатов наблюдений разработаны различные методики анализа данных, в частности, на основе существующих эмпирических и численных моделей магнитослоя и его границ предложена методика определения ориентации ударной волны к направлению межпланетного магнитного поля (угла ©вп) по данным удаленного монитора солнечного ветра. Эта методика применима как в случаях, когда исследуется область перед фронтом ударной волны, так и за ней, т.е. в магнитослое, и была проверена как на отдельных событиях, так и на большом статистическом материале.

Полученные в ходе работы над диссертацией результаты могут быть применены для построения новых и уточнения уже существующих теорий возникновения и распространения средне- и мелкомасштабных возмущений плазмы и магнитного поля в магнитослое и их последующего взаимодействия с магнитосферой, теоретических и модельных исследований в области солнечно-земных связей, некоторых астрофизических задач, а также для совершенствования прогнозов "космической погоды".

Личный вклад автора

Автором лично была разработана методика исследования, выполнены многочисленные расчеты и анализ экспериментальных данных по вариациям параметров в магнитослое, а также проведено сравнение с теоретическими моделями. Все результаты, представленные в диссертационной работе, получены при определяющем участии диссертанта.

Апробация работы

Результаты, вошедшие в диссертацию, были представлены автором на ряде научных конференций как внутри страны, так и за рубежом:

1) Международной конференции студентов и аспирантов \Ш8'00 (Прага, Чешская Республика, 2ООО г.);

2) Международной конференции: COSPAR Colloquium "Plasma processes in the near-Earth space: INTERBALL and beyond" (г. София, Болгария, 2002 г.);

3) 27-ой Ассамблее Европейского геофизического союза EGS (г. Ницца, Франция, 2002 г.);

4) Ассамблее Американского геофизического союза AGU, (Сан-Франциско, США, 2002 г.);

5) Международном симпозиуме памяти профессора Ю.И. Гальперина "Auroral Phenomena and Solar-Terrestrial Relations" (Москва, 2003 г.);

6) Международной конференции "Magnetospheric Response to Solar Activity" (Карлов Университет, Прага, Чешская Республика, 2003 г.);

7) 5-ой международной конференции "Problems of Geocosmos" (Санкт-Петербург, 2004 г.);

8) 35-ой научной ассамблее COSPAR (Париж, Франция, 2004 г.);

9) Международной конференции по физике солнечно-земных связей (г. Иркутск, 2004 г.), а также на семинарах в ИКИ РАН, СПбГУ, ИМЕХ (Болгария), MIT (США), CSSAR (Китай). Результаты опубликованы в 9 статьях в различных российских и зарубежных журналах и сборниках трудов.

Положения выносимые на защиту

Анализ измерений со спутника ИНТЕРБОЛ-1 и сопоставление этих измерений с данными других космических аппаратов (WIND, АСЕ, Geotail, IMP 8, Magion 4), а также с результатами расчетов по теоретическим моделям позволяют выдвинуть следующие утверждения:

1. Область магнитослоя характеризуется интенсивными вариациями потока ионов и модуля магнитного поля в широком диапазоне временных масштабов (от долей секунды до часов). Амплитуда колебаний, в среднем, составляет около 10%, а в отдельных событиях может достигать величин порядка среднего значения параметра, т.е. колебания имеют преимущественно нелинейный характер.

2. Амплитуда вариаций плазмы и магнитного поля в магнитослое в диапазоне частот 0,02-1 Гц, в среднем, в 2-3 раза выше, чем в невозмущенном солнечном ветре, и растет с ростом вариаций в солнечном ветре. При этом, однако, вариации в магнитослое могут быть достаточно интенсивны даже на фоне совсем спокойного солнечного ветра. Таким образом, вариации параметров в магнитослое вовсе не являются простым усилением вариаций параметров солнечного ветра, напротив, в первую очередь они проявление собственных процессов в магнитослое и на его границах, в частности, на ударной волне.

3. Существующие газодинамические и МГД-модели могут дать удовлетворительное описание положения магнитопаузы и ударной волны в зависимости от параметров межпланетной среды, а также среднего распределения параметров в магнитослое, однако они не позволяют предсказать наблюдаемые вариации этих параметров.

Уровень вариаций потока ионов примерно постоянен поперек магнитослоя на обоих его флангах. При этом наблюдается асимметрия распределения вариаций: вариации на утреннем фланге, в среднем, более интенсивны, чем на вечернем. Это обусловлено преобладанием в ориентации межпланетного магнитного поля направления вдоль спирали Паркера, вследствие чего ударная волна на утреннем фланге большую часть времени является квазипараллельной.

5. Ориентация межпланетного магнитного поля к околоземной ударной волне сильно воздействует на амплитудные и частотные характеристики турбулентности плазмы в магнитослое. При квазипараллельной ориентации наблюдаются интенсивные высокочастотные колебания потока ионов и модуля магнитного поля в диапазоне 0,02-1 Гц, в среднем, на уровне около 15%. Эти вариации примерно вдвое превышают вариации в магнитослое за квазиперпендикулярной ударной волной.

6. В соответствии с представленными данными одним из основных источников вариаций потока ионов и модуля магнитного поля в магнитослое в диапазоне частот 0,02-1 Гц является ударная волна, о чем свидетельствует, в частности, то что:

- амплитуда флуктуации сильно зависит от ориентации межпланетного магнитного поля к околоземной ударной волне;

- спектральные свойства флуктуаций в магнитослое сильно отличаются по своим особенностям от аналогичных спектров в солнечном ветре и форшоке, а также наблюдается существенное различие в спектрах вариаций за квазипараллельной и квазиперпендикулярной ударными волнами.

7. За квазиперпендикулярной ударной волной при определенных условиях наблюдаются волны зеркальной моды, характеризующиеся, в частности, высоким уровнем вариаций магнитного поля вдоль его среднего направления. Эти волны присутствуют не только в подсолнечной области, но и на флангах магнитослоя.

4.

Список работ автора по теме диссертации

1. Shevyrev N.N., Zastenker G.N., Safrankova J., Nemecek Z., Pisoft P. Statistical study of the fast ion flux variations in the magnetosheath and solar wind, Proceedings of contributed papers. WDS'OO. part 2 / Ed. by J. Safrankova. Prague. MFF UK. 2000. P.208-213.

2. Застенкер Г.Н., Шевырев H.H., Ноздрачев M.H. О больших вариациях плазмы и магнитного поля в магнитослое, как возможном источнике магнитосферных возмущений, Сборник "Солнечно-земная физика". Иркутск. 2002. Вып.2 (115). С.187-189.

3. Шевырев Н.Н., Застенкер Г.Н., Шафранкова Я., Немечек 3., Гайош М., Ричардсон Дж.Д. Большие и быстрые изменения параметров в магнитослое: 3. Амплитуды и поперечные профили низкочастотных и высокочастотных вариаций плазмы и магнитного поля, Космические исследования. 2002. Т.40. №4. С.361-373.

4. Shevyrev, N.N., Zastenker G.N., Nozdrachev M.N., Nemecek Z., Safrankova J., Richardson J.D. High and low frequency large amplitude variations of plasma and magnetic field in the magnetosheath: radial profile and some features, Advances in Space Research. 2003. V.31/5. P.1389-1394.

5. Shevyrev N.N., Eiges P.E., Zastenker G.N., Richardson J.D. Comparison of ULF Plasma and Magnetic Field Waves Inside the Foreshock and Magnetosheath, Proceedings of the conference in memory of Yuri Galperin "Auroral Phenomena and Solar-Terrestrial Relations". CAWSES Handbook-1. Boulder. 2004. C.242-246.

6. Shevyrev N.N., Zastenker G.N., Eiges P.E. Magnetosheath Low-Frequency Waves Observed by INTERBALL-1, Proceedings of the 5-th International Conference "Problems of Geocosmos". St. Petersburg. 2004. C.158-161.

7. Shevyrev N.N., Zastenker G.N. Some Features of the Plasma Flow in the Magnetosheath Behind Quasi-Parallel and Quasi-Perpendicular Bow Shocks, Planetary and Space Science. 2005. V.53. P.95-102.

8. Dobreva P.S., Kartalev M.D., Shevyrev N.N., Zastenker G.N., Comparison of a New Magnetosphere - Magnetosheath Model with Interball-1 Magnetosheath Plasma Measurements, Planetary and Space Science. 2005. V.53. P.117-125.

9. Шевырев H.H. Волны зеркальной моды в магнитослое Земли по наблюдениям на спутнике ИНТЕРБОЛ-1, Космические исследования. 2005. Т.43. №4. С.306-313.

В заключение выражаю глубокую признательность моему научному руководителю доктору физико-математических наук Георгию Наумовичу Застенкеру за чуткое и внимательное руководство этой работой.

Я искренне благодарен всем участникам проекта ИНТЕРБОЛ, по результатам измерений которого проведена данная работа и, в первую очередь, - авторам плазменного (прибор ВДП) и магнитного (приборы ФМ-ЗИ и МИФ-М) экспериментов. Отдельно хочу поблагодарить сотрудников лаборатории 546 и в целом отдела 54 за ценные замечания и помощь, которые они постоянно оказывали мне на разных этапах моей учебы в аспирантуре и работы в ИКИ РАН.

Заключение

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Шевырев, Николай Николаевич, 2005 год

1. Аванов JI.A., Бородкова H.JL, Застенкер Г.Н., Юхневич. Ю. Динамика плазмы в магнитослое. 1.Поведение основных ионных компонентов, Космич. исслед. Т. 31. № 4. С. 87-100. 1993.

2. Бархатов H.A., Беллюстин Н.С., Бужере Ж.-Jl., Сахаров С.Ю., Токарев Ю.В., Влияние магнитного поля солнечного ветра на турбулентность переходной области за отошедшей ударной волной, Известия вузов, Радиофизика, t.XLIV, №12,2001.

3. Безруких В.В., Беляшин А.П. и др., Изучение плазмы в магнитосфере Земли и межпланетном пространстве на спутниках серии "Прогноз", Геомагн. и Аэрон., 14, 3, 399-406,1974.

4. Бендат Дж., Пирсол А., Измерение и анализ случайных процессов, М. Мир, 1971.

5. Веселовский И.С., Торсина М.В., Угловое распределение вектора ММП, Геомагнетизм и аэрономия, Т.41, №4, С.471-476,2001.

6. Галеев A.A., Гальперин Ю.И., Зеленый Л.М. Проект ИНТЕРБОЛ по исследованиям в области солнечно-земной физики, Космич. исслед. Т. 34. №4. С. 339-362. 1996.

7. Горн Л.С., Хазанов Б.И., Позиционно-чувствительные детекторы, М. Энергоиздат, 1982.

8. Застенкер Г.Н., Ермолаев Ю.И. и др., Наблюдения солнечного ветра с высоким временным разрешением, Космич. Исслед., 20,6,900-906,1982.

9. Застенкер Г.Н., О.Л. Вайсберг, 3. Немечек, и др. Изучение тонкой структуры ударных волн с помощью комплекса плазменных спектрометров БИФРАМ, Космические исследования, т.24, №2, стр. 151-165,1986.

10. Застенкер Г.Н., Хохлов М.З., Некоторые особенности излучения потоков заряженных частиц с помощью ловушек и анализаторов. Использование модуляционных ловушек для исследования солнечного ветра, Космич. Исслед., 11, 3,451-459, 1973.

11. Застенкер Г.Н., П.А. Далин, А. Лазарус, К.И. Пауларена, Сопоставление параметров солнечного ветра, измеренных одновременно на нескольких космических аппаратах, Космические исследования, т.36, №3, с.228-240,1998.

12. Застенкер Г.Н., Шафранкова Я., Немечек 3. и др. Большие и быстрые изменения параметров в магнитослое. 1. Вариации потока ионов и других характеристик плазмы, Космич. исслед. Т. 37. № 6. С. 605-615. 1999.

13. Кремнев Р.С., А.И. Смирнов, С.С. Горкин. Краткое опиание космического аппарата ПРОГНОЗ-М2 в проекте ИНТЕРБОЛ. Космич. исслед., 34, №4, 363-370,1996.

14. Макарова Е.А., Харитонов А.В., Казачевская Т.В., Поток солнечного излучения, М. Наука, 258-268,1991.

15. Николаева Н.С., Г.Н. Застенкер, Я. Шафранкова, 3. Немечек, М.Н. Ноздрачев, С.А. Романов, Ю.И. Ермолаев, Н.А. Эйсмонт, Об источниках и амплитуде движения магнитопаузы, Космич. исслед. Т. 36. № 6. С. 576-588.1998.

16. Ноздрачев М.Н., А.А. Скальский, В.А. Стяжкин, В.Г. Петров, Некоторые результаты измерений магнитного поля ИНТЕРБОЛ-1 феррозондовым прибором ФМ-ЗИ, Космические исследования, Том 36, № 3, стр. 268-272,1998.

17. Рушимский Л.З., Математическая обработка результатов эксперимента, Наука, 1971.

18. Рязанцева М.О., Далин. П.А., Застенкер Г.Н., Дж. Ричардсон, Ориентация резких фронтов плазмы солнечного ветра. Космические исследования, т.41, №4, с.395-404,2003.

19. Стяжкин В.А., Застенкер Г.Н., Петров В.Г. и др. Большие и быстрые изменения параметров в магнитослое. 2. Вариации магнитного поля и сравнение их с вариациями потока ионов, Космич. исслед. Т. 37. № 6. С. 616-624.1999.

20. Хундхаузен А., Расширение солнечной короны и солнечный ветер. Издательство "Мир", Москва, 1976.

21. Чесалин Л.С., Э.Цэвээний, Е.В.Лакутина, Е.В.Круковская, А.А.Озолин, Д.А.Иванов. Система сбора научной информации (ССНИ-ИКИ). Космич. исслед., 34, №4, 381-387, 1996.1. Англоязычная литература:

22. Balogh А., М.К. Dougherty, RJ. Forsyth, D.J. Southwood, E.J. Smith, B.T. Tsurutani, N. Murphy, M.E. Burton. Magnetic field observations in the vicinity of Jupiter during the Ulysses flyby, Science. V.257. P. 1515.1992.

23. Barnes A., Theory of generation of bow-shock-associated hydromagnetic waves in the upstream interplanetary medium, Cosmic Electrodyn., 1, 90,1970.

24. Bavassano Cattaneo M.B., C. Basile, G. Moreno, and J.D. Richardson, Evolution of mirror structures in the magnetosheath of Saturn from the bow shock to the magnetopause, J. Geophys. Res. V. 103. P. 11961.1998.

25. Burgess D., W.P. Wilkinson, S.J. Schwartz. Ion distributions and thermalization at perpendicular and quasi-perpendicular supercritical collisionless shocks, J. Geophys. Res. v.94. pp.8783-8792.1989.

26. Chisham, G., S. J. Schwartz, M. A. Balihin, M. W. Dunlop, AMPTE observations of mirror mode waves in the magnetosheath: Wavevector determination, J. Geophys. Res. V. 104. № Al. P. 437-447. 1999.

27. Denton R.E., ULF waves in the magnetosheath, International Journal of Geomagnetism and Aeronomy, v.2, №1, pp.45-55, 2000.

28. Erkaev N.V., C.J. Farrugia, and H.K. Biernat, Three-dimensional, one-fluid, ideal MHD model of magnetosheath flow: Comparison with AMPTE/IRM observations on October, 1985, Ann. Geophys., 16,518, 1998.

29. Farrugia C.J., H.K. Biernat, N.V. Erkaev, L.M. Kistler, G. Le, and C.T. Russell, MHD model of magnetosheath flow: comparison with AMPTE/IRM observations on 24 October, 1985, Ann. Geophys. V. 16. P. 518-527.1998.

30. Fuselier, S. A., Supratjiermal ions upstream and downstream from the Earth's bow shock, Solar Wind Sources of Magnetospheric Ultra-Low-Frequency Waves, Geophys. Monogr., 81, 107, 1994.

31. Galeev A.A., Galperin Yu.I., Zelenyi L.M., The INTERBALL project to study solar-terrestrial physics, in book "INTERBALL-1 mission and payload", by RSA, IKI and CNES, 11-27,1995.

32. Greenstadt, E. W., Phenomenology of the earth's bow shock system A summary description of experimental results, Magnetospheric particles and fields, p. 13-28,1976.

33. Kartalev, M.D., Nikolova, V.I., Kamenetsky, V.E., Mastikov, I.P., On the self-consistent determination of dayside magnetopause shape and position. Planet. Space Sci. 44, 1195-1208, 1996.

34. Kivelson M.G., D.J. Southwood. Mirror instability II: The mechanism of nonlinear saturation, J. Geophys. Res. V. 101. № A6. P. 17365-17371.1996.

35. Lacombe C., F.G.E. Pantellini, D. Hubert, C.C. Harvey, A. Mangeney, G. Belmont, and C.T. Russell, Mirror and Alfvenic waves observed by ISEE 1 -2 during crossings of the Earth's bow shock, Ann. Geophys. V. 10. P. 772-784. 1992.

36. Lepping R.P., Acuna M.H. et al. The WIND magnetic field investigation, Space Sci. Rev. V. 71. P. 207-218.1995.

37. Lin Y., and Lee L.C., Structure of reconnection layers in the magnetosphere. Space Sci. Rev., 66, 59,1994.

38. Lin Y., Lee L.C., Yan M. Generation of dynamic pressure pulses downstream of the bow shock by variations in the interplanetary magnetic field orientation, J. Geophys. Res. V. 101. P. 479. 1996.

39. Luhmann J. G., C. T. Russell, R. C. Elphic, Spatial distributions of magnetic field fluctuations in the dayside magnetosheath, J. Geophys. Res. V. 91. P. 1711-1715. 1986.

40. McDowell, Jonathan, The United Nations Registry of Space Objects, Harvard University, 1997.

41. Moldosanov K.A., Samsonov M.A. et al., Low reflectivity coating in EUV, preprint № 1880, Space Research Institute RAS, Moscow, 1993.

42. Moldosanov K.A., Samsonov M.A. et al., Highly absorptive coating for the vacuum ultraviolet range, Applied Optics, 37, 93-97,1998.

43. Nemecek, Z., J. Safrankova, L. Prech, D.G. Sibeck, S. Kokubun, T. Mukai, Transient flux enhancements in the magnetosheath, Geophys. Res. Lett. v.27. No.8. PP.1273-1276,1998.

44. Nemedek Z., Safrankovd J., Zastenker G. N., Pisoft P., Paularena K. I., Richardson J. D., Observations of the radial magnetosheath profile and a comparison with gasdynamic model predictions, Geophys. Res. Lett. V. 27. No. 17. PP. 2801-2804.2000.

45. NSmecek Z., Safrankova J., Pisoft P., Zastenker G.N. Statistical study of ion flux fluctuations in the magnetosheath, Czech Journ of Phys. V. 51. № 8. PP. 853-862.2001.

46. NSmedek Z., SafrankovA J., Zastenker G.N., Pisoft P., Jelinek K. Low-frequency variations of the ion flux in the magnetosheath, Planetary and Space Science, V. 50, 5-6, pp.567-575,2002.

47. Ogilvie K.W., Chomay D.J. et al. SWE, a comprehensive plasma instrument for the Wind spacecraft, Space Sci. Rev. V.71. P.41-54.1995.

48. Omidi N., O'Farrell A., Krauss-Varban D., Sources of magnetosheath waves and turbulence, Advances in Space Research, 14/7, pp.45-54,1994.

49. Paschmann G., N. Sckopke, S.J. Bame, J.T. Gosling. Observations of gyrating ions in the foot of the nearly perpendicular bow shock, Geophys. Res. Lett. V. 9. P. 881-884.1982.

50. Paularena K.I., Richardson J.D., Kolpak M.A., Jackson C.R., Siscoe G.L. A dawn-dusk density asymmetry in Earth's magnetosheath, J.Geophys. Res. V. 106. PP. 25,377- 25,394. 2001.

51. Pokhotelov, O.A., R.A. Treumann, R.Z. Sagdeev, M.A. Balikhin, O.G. Onishchenko, V.P. Pavlenko, I. Sandberg, Linear theory of the mirror instability in non-Maxwellian space plasmas, J. Geophys. Res. V. 107. № A10. P. 1312. 2002.

52. Prokhorenko V., Mission analysis for the INTERBALL project. Pre-launch orbits selection and longterm experiments planning, in book "INTERBALL-1 mission and payload", by RSA, IKI and CNES, 46-64, 1995.

53. Pudovkin M.I., B.P. Besser, S.A. Zaitseva, V.V. Lebedeva, and C.-V. Meister, Magnetosheath model in Chew-Goldberg-Low approximation, Phys. Plasmas, 6,2887,2001.

54. Rudakov L.I., R.Z. Sagdeev. On the instability of a nonuniform rarefied plasma in a strong magnetic field, Dokl. Akad. Nauk SSSR, Engl. Transl. V. 6. P. 415. 1961.

55. Russell C.T., W. Riedler, K. Schwingenshuh, Ye. Yeroshenko. Mirror instability in the magnetosphere of Comet Halley, Geophys. Res. Lett. V. 14. P. 644.1987.

56. Safrankova J., G. Zastenker, Z. NSmecek et al. Small scale observation of the magnetopause motion: preliminary results of the INTERBALL project, Ann.Geophysicae. V. 15. N. 5. P. 562. 1997.

57. Schwartz S.J., Burgess D., Moses J.J. Low-frequency waves in the Earth's magnetosheath: present status, Ann. Geophys. V. 14. P. 1134-1150. 1996.

58. Sckopke N., G. Paschmann, S.J. Bame, J.T. Gosling, C.T. Russell. Evolution of ion distributions across the nearly perpendicular bow shock: specularly and non-specularly reflected ions, J. Geophys. Res. V. 88. P. 6121-6136.1983.

59. Sckopke N., G. Paschmann, A.L. Brinca, C.W. Carlson, H. Lühr. Ion thermalization in quasi-perpendicular shocks involving reflected ions, J. Geophys. Res. V. 95. P. 6337-6352. 1990.

60. Seon J., Park S.M. Min K.W., Frank L.A., Paterson W.R. and Ogilvie K.W. Observations of density fluctuations in Earth's magnetosheath with GEOTAIL and WIND spacecraft, Geophys. Res. Lett. V. 26. № 7. P. 959-962.1999.

61. Shevyrev N.N., Zastenker G.N., Safrankova J. et al. Statistical study of the fast ion flux variations in the magnetosheath and solar wind, Proceedings WDS'00. Part II. Ed. by J. Safrankova. Matfyzpress. Prague. PP. 208-213.2000.

62. Shevyrev N.N., G.N. Zastenker. Some features of the plasma flow in the magnetosheath behind quasi-parallel and quasi-perpendicular bow shocks, Planet. Space Sei. V. 53. P. 95-102. 2005.

63. Shue J.-A., Chao J.K., Fu H.C. et al. A new functional form to study the solar wind control of the magnetopause size and shape, J. Geophys. Res. V. 102. PP. 9497. 1997.

64. Sibeck D.G., Gosling J.T., Magnetosheath density fluctuations and magnetopause motion, J. Geophys. Res. V.101 (Al), 31-40,1996.

65. Song P., Russell C.T., Thomsen M.F. Slow mode transition in the frontside magnetosheath, J. Geophys. Res. V. 97. P. 8295.1992.

66. Song P., Russell C.T. What do we really know about the magnetosheath?, Adv. Space Res. V. 20. № 4/5. P. 747-765.1997.

67. Song P., Russell C.T., Gombosi T.I., Spreiter J.R., Stahara S.S., Zhang X.X. On the processes in the terrestrial magnetosheath. 1. Scheme development, J. Geophys. Res. V.104. P.22,345. 1999a.

68. Song P., Russell C.T., Gombosi T.I., Spreiter J.R., Stahara S.S., Zhang X.X. On the processes in the terrestrial magnetosheath. 2. Case study, J. Geophys. Res. V.104. P.22,357. 1999b.

69. Song P., Russell C.T. Flow in the magnetosheath: the legacy of John Spreiter. Planet. Space Sci. V.50. P.447-460. 2002.

70. Southwood, D.J., M.G. Kivelson, Mirror instability, 1, The physical mechanism of linear instability, J. Geophys. Res. V. 98. P. 9181.1993.

71. Spreiter J.R., Summers A.L., Alksne A.Y. Hydromagnetic flow around the magnetosphere, Planet. Space. Sci. V. 14. P. 223-253.1966.

72. Spreiter J.R., Stahara S.S. A new predictive model for determing solar wind-terrestrial planet interactions, J. Geophys. Res. V. 85. P. 6769.1980.

73. Tsurutani B.T., E.J. Smith, R.R. Anderson, K.W. Ogilvie, J.D. Scudder, D.N. Baker, S.J. Bame. Lion roars and nonoscillatory drift mirror waves in the magnetosheath, J. Geophys. Res. V. 87. P. 6060. 1982.

74. Tsyganenko, N.A., A model of the near magnetosphere with a dawn-dusk asymmetry 1. Mathematical structure. J. Geophys. Res. 107 (A8), 1179,2002a.

75. Tsyganenko, N.A., A model of the near magnetosphere with a dawn-dusk asymmetry 2. Parametrization and fitting to observations. J. Geophys. Res. 107 (A8), 1176,2002b.

76. Wu, C.C., MHD flow past an obstacle: large scale flow in the magnetosheath, Geophys. Res. Lett., 19, 87,1992.

77. Zastenker G.N., Nozdrachev M.N. et al. Fast solar wind plasma and magnetic field variations in the magnetosheath, Czech. Journ. of Phys. V. 49. № 4a. PP. 579-590.1999.

78. Zhang X.X., Song P. et al. Large scale structures in the magnetosheath: Exogenous or endogenous in origin?, Geophys. Res. Lett. V. 23. №1. P. 105-108.1996.

79. Zwan B.J., Wolf R.A. Depletion of the solar wind plasma near a planetary boundary, J. Geophys. Res. V. 81. P. 1636. 1976.