Застенкер Г.Н., Рязанцева М.О., Бородкова Н.Л., Чугунова О.М., Пилипенко В.А. Цикл работ «Быстрые вариации потоков ионов солнечного ветра и их воздействие на магнитосферу Земли»

1. G. Zastenker, M. Riazantseva, “Similarity and difference of the small-scale and middle-scale solar wind structure boundaries by two or three points observations”, JASTP, V.70, Iss.2-4, pp.377-383, 2008.

2. N.L. Borodkova, J.B. Liu, Z.H. Huang, G.N.Zastenker, “Geosynchronous magnetic field response to the large and fast solar wind dynamic pressure change”, Adv. Space Res., V.41, No.8, pp.1220-1225, 2008.

3. Г.Н. Застенкер, М.Д. Карталев, П.С. Добрева, Н.Н. Шевырев, А. Коваль, “Сравнение измерений параметров плазмы в магнитослое с расчетами на основе новой магнитослойно-магнитосферной модели”, Космич. исслед., Т.46, №6, стр. 499-513, 2008.

4. Chugunova O., V. Pilipenko, G. Zastenker, and N. Shevyrev, “Magnetosheath Turbulence and Magnetospheric Pc3 Pulsations”, Proc. of the7th international conference “Problems of Geocosmos”, (St. Petersburg, Russia, 26-30 May 2008), pp.46-51, 2008.

5. В.А. Пилипенко, О.М. Чугунова, Н.Н. Шевырев, Г.Н. Застенкер, «Механизм генерации магнитосферных пульсаций Pc3 – смена парадигмы?», Солнечно-земная физика, Вып. 12, т. 1, стр. 181, 2008.

6. Г.Н. Застенкер, Т.И. Гагуа, И.Т. Гагуа, Н.Н. Шевырев, А.В. Лейбов, «Методика определения величины и направления потока ионов солнечного ветра по показаниям трех разнонаправленных интегральных цилиндров Фарадея прибора БМСВ (эксперимент «ПЛАЗМА-Ф» на спутнике СПЕКТР-Р», Препринт ИКИ РАН, Пр-2151, 2008.

В данном цикле работ рассматриваются вопросы динамики мелкомасштабных структур солнечного ветра и их воздействие на магнитосферу Земли. В частности, было показано, что:

1. Чрезвычайно резкие скачки потока ионов и магнитного поля солнечного могут сохранять толщину и амплитуду их фронтов в течение длительного времени [1],

2. Достаточно гладкие фронты (протяженностью ~20-100 сек.), зарегистрированные на расстоянии 50-200 R_E вдоль линии Солнце-Земля, могут наблюдаться как более крутые (около 3-10 сек.) на расстояниях 20-30 R_E от Земли. Такая разница может быть объяснена локальной нерегулярностью фронта возмущения или, скорее всего, укручением резких границ [1],

3. Амплитуда отклика геосинхронного магнитного поля на большие и быстрые изменения динамического давления солнечного ветра (как возрастания, так и спады) зависит от локального времени, величины динамического давления солнечного ветра до прихода возмущения и амплитуды изменения динамического давления, а сравнение экспериментальных данных с результатами 3D МГД моделирования дает неплохое качественное согласие [2],

4. Сопоставление измеренных вариаций параметров плазмы в магнитослое с предсказаниями глобальной МГД магнитослойно-магнитосферной модели дало весьма хорошее согласие модельных предсказаний с измерениями для нескольких исследованных долговременных пересечений магнитослоя, а для кратковременного перехода спутника из солнечного ветра в магнитослой и обратно было выявлено расхождение наблюдений с результатами моделирования [3],

5. Турбулентность магнитослоя и Pc3 пульсации в магнитосфере контролируются углом между направлением межпланетного магнитного поля и нормалью к околоземной ударной волне, что позволяет (в отличие от весьма распространенной сейчас точки зрения) сделать предположение о нахождении именно в турбулентном магнитослое источника Pc3 пульсаций в магнитосфере [4, 5].