1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Геомагнетизм и аэрономия
  4. T. 62, № 5, 2022

Геомагнетизм и аэрономия, 2022, T. 62, № 5, стр. 547-555

Вариации параметров ионов He++ на фронтах межпланетных и околоземной ударных волн

О. В. Сапунова 1, *, Н. Л. Бородкова 1, **, Г. Н. Застенкер 1, ***, Ю. И. Ермолаев 1, ****

1 Институт космических исследований РАН (ИКИ РАН)
г. Москва, Россия

* E-mail: sapunova_olga@mail.ru
** E-mail: nlbor@mail.ru
*** E-mail: gzastenk@iki.rssi.ru
**** E-mail: yermol@cosmos.ru

Поступила в редакцию 16.03.2022
После доработки 18.04.2022
Принята к публикации 25.05.2022

Полный текст (PDF)

Аннотация

В работе исследуются вариации параметров дважды ионизированных ионов гелия He++ (α-частиц) плазмы солнечного ветра при пересечении фронтов ударных волн в бесстолкновительной плазме: межпланетных ударных волн (МУВ) и околоземной ударной волны (ОЗУВ). Использованы данные измерений прибора БМСВ, установленного на спутнике СПЕКТР-Р. По данным этого прибора вычислены параметры протонов и α-частиц солнечного ветра: скорость, температура, концентрация, величина и направление полного потока и относительная концентрация ионов He++. Показано, что абсолютная концентрация ионов He++ за фронтом ударной волны (как МУВ, так и ОЗУВ) увеличивается, а относительная концентрация ионов He++ падает за фронтом МУВ и возрастает за фронтом ОЗУВ. Получена корреляция изменения относительной концентрации ионов He++ с величиной угла между вектором магнитного поля и нормалью к фронту волны θBn: чем выше значение θBn, тем больше значение относительной концентрации ионов He++ за фронтом ударной волны.

1. ВВЕДЕНИЕ

На фронтах ударных волн в бесстолкновительной плазме резко меняются все ее параметры – температура, скорость, концентрация ионов, направление и модуль магнитного поля. Процессы, определяющие структуру фронта, сильно зависят от параметров невозмущенной среды например, от направления магнитного поля относительно нормали к фронту, от соотношения теплового давления к магнитному, а также – от ионного состава плазмы солнечного ветра. Хотя концентрация альфа-частиц в солнечном ветре составляет, в среднем, около 5% от концентрации протонов, их вклад в динамическое давление может достигать до 20% от величины динамического давления протонов, что означает, что альфа-частицы могут нести немаловажную часть энергии и импульса солнечного ветра. Помимо этого, ионный состав на расстояниях порядка 106 км напрямую связан со свойствами верхней солнечной короны и механизмами формирования солнечного ветра, двумя основными компонентами которого являются протонов и α-частицы. В связи с этим возникает необходимость изучать вариации содержания этих ионов в спокойном солнечном ветре и в возмущенных областях [см., например, Ogilvie and Wilkerson, 1969; Formisano et al., 1970; Borovsky, 2008; Kasper et al., 2012; Safrankova et al., 2013a; Yermolaev et al., 2020 и ссылки в работе].

Вариации параметров ионов He++ на фронтах ударных волн и их вклад в процессы, протекающие на фронте, были впервые рассмотрены в работе Gosling et al. (1978), затем этот вопрос был изучен как с помощью моделирования [см., например, Scholer and Terasawa, 1990; Scholer, 1990; Trattner and Scholer, 1991], так и по экспериментальным данным [(см., например Borrini et al., 1982; Volkmer and Neubauer, 1985; Borodkova et al., 1986; Gedalin et al. 2016; Ofman et al., 2018]. Большинство экспериментальных результатов по изучению тонкой структуры фронта ударной волны были получены на основании измерений магнитного поля с высоким временны́м разрешением, реже – по измерениям протонной составляющей плазмы солнечного ветра и совсем немногочисленные результаты были получены по исследованию параметров ионов He++ “внутри” фронта ударной волны.

До недавнего времени исследования α-частиц в ударных волнах были сосредоточены в основном на их ускорении и нагреве. В работах [Trattner and Scholer, 1991, 1993] изучался нагрев протонов и α-частиц в квазипараллельных ударных волнах с большими числами Маха, в то время как в работе [Scholer et al., 2002] для тех же ударных волн было исследовано ускорение протонов и α-частиц. Влияние α-частиц на структуру фронта ударной волны было рассмотрено в работах [Gedalin et al., 2017; Ofman et al., 2019]. С помощью гибридного моделирования было показано, что нестационарность и некомпланарность ударных волн усиливаются, если относительное содержание α-частиц составляет 5–10%.

С запуском прибора БМСВ в составе эксперимента ПЛАЗМА-Ф на спутнике СПЕКТР-Р стало возможным изучение тонкой структуры фронтов бесстолкновительных ударных волн благодаря высокому временнóму разрешению прибора [Nemecek, 2013; Застенкер и др., 2013; Safrankova et al., 2013; Еселевич, 2017]. Таким образом, появилась возможность рассмотреть поведение компоненты солнечного ветра – ионов He++ при пересечении межпланетных ударных волн и околоземной ударной волны. Целью данной работы является изучение вариаций скорости, температуры и концентрации ионов He++ на фронте межпланетной и околоземной ударных волн в зависимости от параметров ударного фронта.

2. ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ

Для исследования использовались данные, полученные с помощью прибора БМСВ, функционировавшего с августа 2011 до 2019 гг. Прибор БМСВ представляет собой спектрометр плазмы для измерения энергетического спектра ионов в диапазоне 0.2–2.8 кэВ/заряд, а также вектора полного потока ионов, переносной скорости (в диапазоне от 200 до 750 км/с), ионной изотропной температуры (от 1 до 100 эВ) и концентрации (от 1 до 100 см–3).

Временнóе разрешение прибора БМСВ составляло 0.031 с для величины и направления потока плазмы солнечного ветра и 1.5 с для скорости, температуры и концентрации протонов и ионов He++. Также в ряде случаев был доступен режим измерения скорости, температуры и концентрации протонов с разрешением 0.031 с. Детальное описание приведено в работах [[Nemecek et al., 2013; Застенкер и др., 2013; Safrankova et al., 2013; Еселевич и др., 2017].

Для вычисления параметров величин βp, θBn и MMS вблизи фронтов ударных волн в большинстве случаев использовались данные магнитного поля с временны́м разрешением 0.092 с, полученные с помощью прибора MFI на спутнике WIND, расположенном в солнечном ветре около первой точки либрации.

За период функционирования прибора БМСВ было зарегистрировано 57 межпланетных ударных волн, для которых был исследован временнóй ход основных параметров плазмы солнечного ветра, а также рассчитаны магнитозвуковое число Маха МMS, угол θBn между направлением вектора магнитного поля перед фронтом и нормалью к фронту волны и параметр бета βp – отношение газового давления к магнитному. Направление и модуль межпланетного магнитного поля были взяты со спутников WIND, THEMIS-B/THEMIS-C, Cluster 1–4 с соответствующим временны́м сдвигом.

Было также зарегистрировано множество пересечений ОЗУВ, из которых для 85 (выбор событий объясняется далее) были определены скорость, температура и концентрация протонов и ионов Не++, а также проведена оценка угла θBn по модели Веригина [Verigin et al., 2003] с использованием данных измерений магнитного поля на спутниках WIND, THEMIS-B/THEMIS-C, Cluster 1–4.

В качестве иллюстрации методики обработки данных на рис. 1 приведен отрезок времени от 31-го августа 2017 г., когда в течение нескольких часов были зарегистрированы оба типа событий – пересечение спутником околоземной ударной волны, а затем – прохождение межпланетной ударной волны. Стоит отметить, что для всего рассматриваемого периода удалось рассчитать параметры ионов Не++. На рис. 1а показаны динамические спектры потока плазмы солнечного ветра, зарегистрированные прибором БМСВ. В солнечном ветре и за фронтом МУВ отчетливо выделяются две популяции, обозначенные стрелками, – протонов и ионов Не++ до, во время, и после прохождения ударной волны. В возмущенной области переходного слоя за фронтом ОЗУВ популяция ионов Не++ заметна хуже ввиду больших температур ионов и падения скорости потока.

Рис. 1.

Пересечения фронтов ОЗУВ и МУВ спутником СПЕКТР-Р 31 августа 2017 г. На рисунке представлены следующие панели: (а) динамический спектр потока плазмы солнечного ветра для 3-х часового интервала времени; (б–г) 3-х секундные спектры плазмы по данным прибора БМСВ для следующих областей: 1 – возмущенная область за фронтом ОЗУВ; 2 – спокойный солнечный ветер; 3 – возмущенная область за фронтом МУВ. Сплошная линия с маркерами – ток коллектора датчика в зависимости от напряжения на управляющей сетке, серая линия – производная тока, темно-серая – программная аппроксимация производной.

На рисунках 1б, 1в, 1г представлены примеры трехсекундных спектров измерений, время регистрации которых отмечено на рис. 1а соответственно цифрами 1, 2 и 3. Линия с маркерами показывает ток, измеренный датчиком прибора БМСВ в зависимости от напряжения на управляющей сетке. Производная тока показана сплошной серой линией, а темно-серой показана ее аппроксимация программой для расчета параметров. Сначала рассмотрим рис. 1в, как пример спокойного солнечного ветра. Можно видеть, что при невысоких температурах ионов в солнечном ветре (около 5 эВ для протонов и 10 эВ для ионов Не++) кривая зависимости производной тока датчика от напряжения дает два четких раздельных пика – протонный (на отметке ~700 В) и ионов He++ (примерно на 1400 В). При этом “плато” α-частиц почти на 2 порядка слабее протонного, в результате этого итоговая относительная концентрация ионов He++ составляет всего 1.2%, что близко к нижней границе чувствительности прибора. Следует отметить, что обычная концентрация ионов He++ в солнечном ветре составляет около 5%.

Перейдя к рассмотрению спектра возмущенного потока, сначала рассмотрим рис. 1г. За фронтом межпланетной ударной волны происходит ускорение и нагрев плазмы солнечного ветра, в результате чего протонный пик и пик ионов Не++ расширяются и смещаются вправо на кривой зависимости тока датчика от напряжения, а максимальный ток увеличивается (для данного события – в 2 раза). При этом “плато” тока ионов He++ увеличивается слабо, что на фоне роста числа протонов приводит лишь к небольшому росту относительной концентрации α-частиц – всего до 1.7%.

Не для всех МУВ было возможно определение параметров α-частиц. Так как измеряемый диапазон энергий ограничивался 3 кэВ, то пик ионов Не++ мог смещаться за пределы измеряемого диапазона энергий. Также в случае очень больших температур (>60–70 эВ для протонов) пики обоих сортов ионов “размываются” (при этом накладываясь друг на друга) настолько, что определение параметров α-частиц становилось невозможным или давало слишком большую погрешность.

Теперь вернемся к рис. 1б. По сравнению с рисунками 1в и 1г отчетливо видно, что максимальный ток за фронтом ОЗУВ почти на порядок меньше, чем в случае спокойного солнечного ветра. Температура достаточно велика, а скорость потока мала (пики сдвинуты сильно влево), что делает обработку этих спектров достаточно сложной. Также за фронтом ОЗУВ распределение частиц по энергиям начинает заметно отличаться от максвелловского распределения. Плато ионов He++ при этом незначительно меньше, чем в невозмущенном солнечном ветре, а поток протонов падает сильно, в результате относительная концентрация α-частиц может достигать очень больших значений (в данном случае – 17.5%). Описанные выше сложности привели к уменьшению количества событий ОЗУВ, “пригодных” для обработки.

Таким образом, было отобрано 20 межпланетных ударных волн и 85 пересечений околоземной ударной волны, для которых можно было выделить поток ионов He++ в течение прохождения фронта. Для каждого события были посчитаны параметры протонов и ионов He++: скорость, температура и концентрация (для ионов He++ – как абсолютное, так и относительное значение по отношению к концентрации протонов).

3. ПРИМЕРЫ ВЫЧИСЛЕННЫХ ПО ДАННЫМ ПРИБОРА БМСВ ПАРАМЕТРОВ ПРОТОНОВ И ИОНОВ He++

В качестве примера обработанных данных на рис. 2 приведен отрезок времени того же события – от 31-го августа 2017 г., когда в течение нескольких часов были зарегистрированы оба типа событий – пересечение спутником околоземной ударной волны, а затем – прохождение межпланетной ударной волны. Измеренные параметры потока плазмы для всего периода приведены на рис. 2а. Для более детального рассмотрения моментов пересечений ударных волн на рис. 2б и рис. 2в представлены интервалы по 10 мин для ОЗУВ и МУВ соответственно.

Рис. 2.

Параметры плазмы в период 03:00–06:00 31 августа 2017 г. (а). Выделенный интервал при пересечении ОЗУВ (б). Выделенный интервал при пересечении МУВ (в). Обозначения одинаковы для всех трех панелей. Верхняя часть: черная сплошная линия – абсолютная концентрация протонов, черная прерывистая линия – абсолютная концентрация дважды ионизированного гелия, серая сплошная линия – относительная концентрация дважды ионизированного гелия. Средняя часть: черная линия – скорость протонов, серая – ионов Не++. Нижняя часть: черная линия – температура протонов, серая – ионов Не++.

Пересечение границ областей (ОЗУВ–СВ и СВ–МУВ) приводит к изменению всех параметров. Вполне ожидаемо, что скорость потока ионов (как протонов, так и ионов Не++) в возмущенной области за фронтом ОЗУВ ниже (примерно на 25%), чем в солнечном ветре, а температура – выше (примерно в 3 раза). При этом за фронтом МУВ возрастают оба этих параметра для обоих сортов частиц (на 10% и в 2.5 раза соответственно), а температура ионов Не++ в среднем в 2 раза выше температуры протонов. Стоит отметить, что последний параметр остается самым сложным для определения параметром и его абсолютные значения могут испытывать сильные вариации.

Несколько интереснее обстоит дело с концентрациями ионов (как абсолютной, так и относительной). За фронтом ОЗУВ концентрация протонов может упасть (в ряде случаев – значительно) по сравнению с солнечным ветром, однако концентрация ионов Не++ растет, что приводит к существенному возрастанию относительной концентрации α-частиц (с 2–3% до 20%). Эти результаты согласуются с полученными при моделировании [Ofman et al., 2019]. За фронтом МУВ концентрация протонов, наоборот, значительно возрастает, в следствии чего относительная концентрация ионов Не++ увеличивается не столь радикально (всего на 1–2%), а во многих событиях оказывается даже ниже, чем в невозмущенном солнечном ветре [Sapunova et al., 2020].

4. СТАТИСТИКА ПАРАМЕТРОВ ПРОТОНОВ И ИОНОВ He++ ПРИ ПРОХОЖДЕНИИ МУВ И ОЗУВ

Полученные по вышеописанной методике параметры ионов (как протонов, так и ионов He++) были сведены в таблицы, для которых были построены гистограммы распределения.

На рисунке 3 приведены данные по изменению скорости обоих сортов ионов как для случая пересечения МУВ (рис. 3а), так и для случаев пересечения ОЗУВ (рис. 3б). Скорость протонов редко превышала 500 км/с в невозмущенном солнечном ветре, что во многом объясняется “слабостью” 24‑го солнечного цикла [Yermolaev et al., 2021]. Даже в возмущенной области за фронтом МУВ было зафиксировано лишь одно событие со скоростью более 700 км/с. Скорость же ионов He++ в среднем оказывается меньше скорости протонов. Разница обычно составляет около 5%. При пересечении фронта МУВ скорости обоих сортов ионов растут (диапазон роста скорости протонов достаточно широк – от 15 до 250 км/с), при пересечении же фронта ОЗУВ – падают (скорость протонов – на 20–120 км/с, скорость ионов He++ – на 15–150 км/с). В случае МУВ разброс скачка скорости зависит от источника ударной волны, в случае же ОЗУВ – в основном от места регистрации пересечения – около подсолнечной точки поток тормозится и отворачивает сильнее. В возмущенной области разница скоростей протонов и ионов He++ увеличивается в среднем до 10% от скорости протонов. Это может быть связано как с увеличением альвеновской скорости, так и с выбором интервала для усреднения, поскольку в возмущенной области параметры испытывают значительные вариации. Данные результаты вполне предсказуемы и согласуются с ранее полученными данными.

Рис. 3.

Гистограмма распределения скоростей протонов и He++ для обоих видов событий: (а) для МУВ, (б) для ОЗУВ. Верхний ряд гистограмм – невозмущенный солнечный ветер. Нижний ряд – за фронтом ударной волны.

На рисунке 4 приведены аналогичные рис. 3 гистограммы – для температуры обоих сортов ионов. Выше уже отмечалось, что температура является наиболее сложным для определения параметром и ее абсолютное значение в конкретный момент времени может быть неинформативным. Однако, при усреднении за некоторый интервал и сравнении полученных результатов для областей до/после фронта ударной волны (как МУВ, так и ОЗУВ), можно получить вполне надежные значения.

Рис. 4.

Гистограммы распределения температуры протонов и He++ для обоих видов событий: (а) для МУВ, (б) для ОЗУВ. Верхний ряд гистограмм – невозмущенный солнечный ветер, нижний ряд– за фронтом ударной волны.

В невозмущенном солнечном ветре температура потока протонов в большинстве событий лежит в пределах 5–10 эВ. Температура ионов Не++ обычно в 2 раза больше и составляет 10–20 эВ. Как и следует из определения прямой МУВ, температура ионов солнечного ветра должна увеличиваться в возмущенной области, что мы видим на рис. 4а. В среднем, она растет для протонов в 2.2 раза, аналогично температуре α-частиц. При этом температура ионов Не++ также в 2 раза больше температуры протонов. Подобная картина наблюдается и для случаев пересечения ОЗУВ, хотя и с большими вариациями. Рост температуры протонов составляет 150–300%, рост температуры ионов гелия Не++ – 120–340%. Отчасти это объясняется трудностями вычисления данного параметра. В целом полученные результаты предсказуемы и согласуются с нашими представлениями об ОЗУВ и МУВ.

Наконец, самым интересным для обсуждения оказалось изменение относительной концентрации α-частиц. На рисунке 5 представлены гистограммы распределения двух параметров – абсолютной и относительной концентрации ионов Не++ для пересечений обоих типов ударных волн. В случае МУВ средняя относительная концентрация падает на 8.5%, хотя абсолютная – увеличивается примерно в 2 раза. Причины этого уже были показаны, в том числе в выше приведенном событии, – несмотря на рост абсолютной концентрации α-частиц, увеличение числа протонов превосходит этот рост в относительных величинах. В случае же ОЗУВ относительная концентрация ионов Не++ не только не падает, но и значительно растет (иногда – на порядок, с 2 до 20%) за фронтом ударной волны. Это обуславливается одновременным ростом как абсолютной концентрации α-частиц, так и падением абсолютной концентрации протонов.

Рис. 5.

Гистограммы распределения абсолютной и относительной концентрации ионов He++ для обоих видов событий: (а) для МУВ, (б) для ОЗУВ. Верхний ряд гистограмм – невозмущенный солнечный ветер, нижний ряд – за фронтом ударной волны.

Так как общая статистика по концентрации ионов Не++ вызвала интерес, решено было рассмотреть изменение относительной концентрации ионов Не++ в зависимости от величин βp, θBn и MMS. Ввиду отсутствия магнитного поля на спутнике СПЕКТР-Р для случаев пересечения ОЗУВ был доступен только один параметр – модельный угол θBn. Для событий МУВ были рассчитаны все три параметра и по ним проведен поиск зависимостей. Результаты были подробно изложены в работе [Sapunova et al., 2020]. Здесь мы лишь отметим, что не было обнаружено явной зависимости изменения относительной концентрации ионов Не++ от параметров βp и MMS. При этом была отмечена тенденция к большему падению относительной концентрации при уменьшении угла θBn. Ввиду малого количества МУВ, подходящих для обработки параметров α-частиц, было решено расширить статистику, взяв также пересечения ОЗУВ. Результаты приведены на рис. 6.

Рис. 6.

Изменение относительной концентрации ионов Не++ в возмущенной области по отношению к невозмущенной для МУВ и ОЗУВ в зависимости от угла θBn. Черными квадратами отмечены события ОЗУВ, серыми ромбами– события МУВ.

Как уже было отмечено, для случаев МУВ при уменьшении угла θBn, падает и относительная концентрация за фронтом. В случае же ОЗУВ относительная концентрация всегда больше в возмущенной области, но чем больше угол θBn, тем сильнее растет этот параметр (выявлены случаи с ростом на порядок и больше), что в наложении на зависимость МУВ дает очень похожую картину.

5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Уменьшение относительной концентрации α-частиц за фронтом межпланетной ударной волны при переходе от квазиперпендикулярному к квазипараллельному варианту может быть связано с истечением части ионов He++ из возмущенной области в невозмущенную сквозь рамп ударной волны ввиду уменьшению угла θBn, в результате чего такой переход становится более эффективным. В исследовании [Trattner and Scholer, 1991, 1993] показаны результаты моделирования поведения отраженных ионов He++ в случае квазипараллельной МУВ. Отмечена диффузия в невозмущенную область части ионов (как протонов, так и ионов He++), при этом относительное содержание ионов He++ в отраженном потоке может быть сравнимо с таковым в невозмущенном солнечном ветре. Данный результат согласуется с наблюдаемой на рис. 6 зависимостью для квазипараллельной МУВ – значительная часть α-частиц может уйти из возмущенной области, из-за чего падает относительная концентрация ионов He++ за фронтом МУВ. Помимо этого, результаты, опубликованные в работе [Gosling et al., 1978], позволяют предположить, что механизм ускорения низкоэнергичных ионов на квазипараллельной МУВ может быть односторонним, что также может объяснить (или дополнить) полученный результат.

В случае квазиперпендикулярной межпланетной ударной волны величина Na/Np в невозмущенном ветре может быть сравнима с ее значением за фронтом или даже больше. Это можно объяснить как сложностью диффузии ионов поперек магнитного поля, так и изменениями в механизмах нелинейного укручения ударной волны. Результаты моделирования, опубликованные в литературе, обычно подробно описывали отраженные ионы, но не популяции, прошедшие за рамп. Однако, недавняя статья [Ofman et al., 2019] продемонстрировала возможность значительного увеличения содержания относительной концентрации ионов He++ за фронтом ударной волны. Результаты, полученные в данной работе, согласуются с результатами моделирования, представленными в работе [Ofman et al., 2019].

Было показано, что увеличение относительной концентрации ионов He++ происходит как при пересечении МУВ, так и при пересечении ОЗУВ, и в обоих случаях наклон зависимости аналогичным образом зависит от угла θBn. Таким образом, наблюдения могут свидетельствовать, что в обоих типах пересечений имеет место идентичный физический механизм. Разница в абсолютных значениях, вероятнее всего, обусловлена различием в ионном составе.

6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Используя данные прибора БМСВ, были посчитаны параметры ионов He++ (скорость, температура, концентрация абсолютная и относительная) для 20-ти межпланетных ударных волн и 85-ти пересечений околоземной ударной волны. Было показано, что средняя относительная концентрация ионов He++ за фронтом межпланетной ударной волны немного меньше (~на 9%), чем в невозмущенной области, при этом максимальное значение этого параметра оказалось даже меньше за фронтом МУВ. Однако за фронтом ОЗУВ этот параметр всегда выше, чем в невозмущенном солнечном ветре. Были построены графики зависимости данной величины от угла θBn как для случаев МУВ, так и для случаев ОЗУВ. В обоих типах пересечений выявлена корреляция с углом θBn: чем меньше значение угла θBn, тем сильнее падает относительная концентрация ионов He++ за фронтом МУВ и тем меньше увеличивается относительная концентрация ионов He++ за фронтом ОЗУВ.

Список литературы

  1. – Ермолаев Ю.И. Наблюдения ионов He++ в солнечном ветре // Космич. исслед. Т. 32. № 1. С. 93–125. 1994.

  2. – Еселевич В.Г., Бородкова Н.Л., Еселевич М.В., Застенкер Г.Н., Шафранкова Я., Немечек З., Прех Л. Тонкая структура фронта межпланетной ударной волны по измерениям ионов солнечного ветра с высоким временны́м разрешением // Космич. исслед. Т. 55. № 1. С. 32–47. 2017. https://doi.org/10.7868/S0023420617010034

  3. – Застенкер Г.Н., Шафранкова Я., Немечек З. и др. Быстрые измерения параметров солнечного ветра с помощью прибора БМСВ. // Космич. исслед. Т. 51. № 2. С. 83–175. 2013. https://doi.org/10.7868/S0023420613020088

  4. – Сапунова О.В., Бородкова Н.Л., Застенкер Г.Н., Ермолаев Ю.И. Поведение ионов He++ на фронте межпланетной ударной волны // Геомагнетизм и аэрономия. Т. 60. С. 708–713. 2020. https://doi.org/10.1134/S0016793220060122

  5. – Borodkova N.L., Vaisberg O.L., Zastenker G.N. Interplanetary shock waves in the post solar maximum year period (January–July, 1981) // Adv. Space Res. V. 6. № 6. P. 327–330. 1986. https://doi.org/10.1016/0273-1177(86)90170-5

  6. – Borrini G., Gosling J.T., Bame S.J., Feldman W.C. An Analysis of shock wave disturbances observed at 1 AU from 1971 through 1978 // J. Geophys. Res. V. 87. № A6. P. 4365–4373. 1982. https://doi.org/10.1029/JA087iA06p04365

  7. – Formisano V., Palmiotto F., Moreno G. a-particle observations in the solar wind // Solar Phys. V. 15. № 2. P. 479–498. 1970. https://doi.org/10.1007/BF00151853

  8. – Gedalin M. Effect of alpha particles on the shock structure // J. Geophys. Res. V. 122. P. 71–76. 2017. https://doi.org/10.1002/2016JA023460

  9. – Gosling J.T., Asbridge J.R., Bame S J., Paschmann G., Sckopke. N. Observation of two distinct population of bow shock ions in the upstream solar wind // Geophys. Res. Lett. V. 5. P. 957–960. 1978. https://doi.org/10.1029/GL005i011p00957

  10. – Nemecek Z., Safrankova J., Goncharov O., Prech L., Zastenker G.N. Ion scales of quasi-perpendicular interplanetary shocks // Geophys. Res. Lett. V. 40. № 16. P. 4133–4137. 2013. https://doi.org/10.1002/grl.50814

  11. – Ofman L., Koval A., Wilson L.B., Szabo A. Understanding the role of α particles in oblique heliospheric shock oscillations // J. Geophys. Res. V. 124. P. 2393–2405. 2019. https://doi.org/10.1029/2018JA026301

  12. – Ogilvie K.W., Wilkerson T.D. Helium abundance in the solar wind // Solar Phys. V. 8. № 2. P. 435–449. 1969. https://doi.org/10.1007/BF00155391

  13. – Safrankova J., Nemecek Z., Prech L. et al. Fast Solar Wind Monitor (BMSW): Description and First Results // Space Sci. Rev. V. 175. № 1–4. P. 165–182. 2013. https://doi.org/10.1007/s11214-013-9979-4

  14. – Scholer M., Terasawa T. Ion reflection and dissipation at quasiparallel collisionless shocks // Geophys. Res. lett. V. 17. P. 119–122. 1990. https://doi.org/10.1029/GL017i002p00119

  15. – Scholer M. Diffuse ions at quasi-parallel collisionless shocks: simulations // Geophys. Res. Let. V. 17. P. 1821–1824.1990. https://doi.org/10.1029/GL017I011P01821

  16. – Scholer M., Kucharek H., Kato C. On ion injection at quasiparallel shocks // Phys. Plasmas. V. 9. P. 4293. 2002. https://doi.org/10.1063/1.1508441

  17. – Trattner K.J., Scholer M. Diffuse alpha particles upstream of simulated quasi-parallel supercritical collisionless shocks // Geophys. Res. Let. V. 18. №. 10. P. 1817–1820. 1991. https://doi.org/10.1029/91GL02084

  18. – Trattner K.J., Scholer M. Distributions and thermalization of protons and alpha particles at collisionless quasi-parallel shocks // Ann. Geophys. V. 11. P. 774–789. 1993.

  19. – Verigin M., Slavin J., Szabo A., Gombosi T., Kotova G., Plochova O., Szegö K., Tátrallyay M., Kabin K., Shugaev F. // Planetary bow shocks: Gasdynamic analytic approach // J. Geophys. Res. V. 108(A8). P. 1323. 2003. https://doi.org/10.1029/2002JA009711

  20. – Volkmer P.M., Neubauer F.M. Statistical properties of fast magnetoacoustic shock waves in the solar wind between 0.3 AU and 1 AU: Helios-1, 2 observations // Ann. Geophys. V. 3. № 1. P. 1–12.1985. Abstract.

  21. – Yermolaev Yu.I., Zhuravlev V.I., Zastenker G.N., Kogan V.T., Koshevenko B.V. Observations of singly ionized helium in the solar wind // Cosmic Res. V. 27(5). P. 614–621. 1989. Abstract.

  22. – Yermolaev Y.I., Lodkina I.G., Khokhlachev A.A. Drop of Solar Wind at the End of the 20th Century // J. Geophys. Res. V. 126(9). 2021. https://doi.org/10.1029/2021JA029618

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска содержание выпуска

Геомагнетизм и аэрономия

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал