Аннотация результатов, полученных в 2022 году
1. Путем сравнения временных профилей для 21 параметра для МС, Ejecta, CIR и Sheath для эпох высокой (21-22 СЦ) и низкой (23-23 СЦ) солнечной активности (СА) было показано следующее. (1) Анализ не выявил статистически значимого изменения длительности драйверов в эпоху низкой СА. (2). Временные профили всех параметров (включая измерения относительного содержания гелия Na/Np) для всех типов СВ в эпоху низкой активности имеют тот же вид, что и в эпоху высокой активности, но располагаются при более низких значениях параметров. (3) В событиях CIR долготный угол потока солнечного ветра имеет характерную S-образную форму; но в эпоху низкой активности он изменяется в большем диапазоне, чем в предыдущую эпоху. (4) Общий ход зависимостей Nα/Np в ICME не изменился со сменой эпохи, но зависимости содержания гелия от некоторых параметров (например, величины межпланетного магнитного поля) в эпоху низкой активности стали слабее, чем в эпоху высокой активности. (5) Выявлена зависимость содержания гелия от расстояния от КА до оси ICME; наиболее четкая зависимость наблюдается в магнитных облаках. Максимум Nα/Np измеряется на минимальном расстоянии, что подтверждает гипотезу о существовании внутри ICME электрического тока, обогащенного гелием. 2. Проведено исследование вариаций параметров плазмы дважды ионизированных ионов гелия He++, связанных с пересечением фронтов межпланетных и околоземной ударных волн. Показано, что изменение относительной концентрации ионов He++ коррелирует с величиной угла между вектором магнитного поля и нормалью к фронту волны θBn. Уменьшение относительной концентрации α-частиц за фронтом ударной волны при переходе от квазиперпендикулярному к квазипараллельному режиму может быть связано с возрастанием части α-частиц, истекающих из возмущенной области в невозмущенную сквозь рамп ударной волны. 3. Многоточечный анализ быстрых измерений модуля магнитного поля на спутниках Parker Solar Probe, Solar Orbiter, Wind, Themis и потока ионов на спутнике Спектр-Р позволил оценить развитие характеристик турбулентности при распространении плазмы от Солнца к орбите Земле и далее в магнитослое в условиях медленного квазистационарного солнечного ветра. Определено, что вид спектров в этом случае может сохраняться на расстояниях порядка 0.7 а.ед. при распространении от Солнца к орбите Земли, при этом мощность флуктуаций уменьшается при удалении от Солнца. Показано, что при отсутствии границ средне- и крупномасштабных структур в солнечном ветре свойства турбулентного каскада сохраняются при продвижении плазмы от точки Лагранжа L1 к орбите Земли. Впервые показано, что для взаимодействия медленного квазистационарного солнечного ветра с околоземной ударной волной характерно умеренное отклонение формы спектров в масгнитослое от Колмогоровской на МГД масштабах и укручение на кинетических, причем форма спектра, зарегистрированная в солнечном ветре, восстанавливается при удалении от околоземной ударной волны как в сторону флангов, так и в сторону магнитопаузы. 4.На основе данных космического аппарата Спектр-Р, с привлечением данных космического аппарата WIND, проанализирован вклад границ среднемасштабных структур солнечного ветра в каскад турбулентных флуктуаций в медленном солнечном ветре. Показано, что присутствие границ среднемасштабных плазменных структур четко связано с формированием излома спектра между инерционным и кинетическими областями на частотах, близких к частоте, определяемой инерционной длиной протона. 5. С началом периода низкой солнечной активности (СЦ 23) количество всех типов возмущенных событий в межпланетной среде значительно уменьшилось (с уменьшением числа магнитных бурь), но увеличилась относительная доля магнитных бурь, инициированных CIR. Кроме того, могло произойти изменение характера взаимодействия СВ с магнитосферой из-за уменьшения плотности, температуры и ММП солнечного ветра, в частности, из-за того, что солнечный ветер в целом стал более сверхзвуковым и более сверх-альвеновским, чем в 21-22 СЦ. Было показано, что максимальная скорость падения Dst к своему пику в большинстве случаев достигается на пике драйвера VBs. При этом пик VBs опережает пик Dst на 1-7 часов. Было показано, что при VBs >= 2 мВ/м, соответствующий уровень насыщения бури, оцениваемый на основе установившегося решения дифференциального уравнения Бартона позволяет усовершенствовать прогноз нижней границы пика Dst для сильных постепенных бурь. 6.Создано программное обеспечение для численного компьютерного моделирования физических характеристик датчиков потока ионов плазмы прибора БМСВ-ЛГ для космического аппарата «Луна-Ресурс-1» (ОА), планируемого к запуску в ближайшие годы. Построены угловые и запирающие характеристики датчиков потока в приближении однокомпонентной водородной плазмы и Максвелловского распределения частиц по энергиям. Обоснована возможность успешного определения ключевых параметров плазмы солнечного ветра (скорости, плотности, температуры протонов) по данным прибора БМСВ -ЛГ, а также выявлены физические ограничения методики определения параметров. В рамках плана ежегодных работ проводилось заполнение Каталога крупномасштабных явлений солнечного ветра по мере поступления данных базы OMNI и , в частности были проведены следующие работы: 1) обработка поступивших данных OMNI за 2022г. (январь-сентябрь), 2) идентификация типов солнечного ветра в соответствии с методикой, описанной в работе [Ермолаев и др., КИ, 2009], за указанный период было идентифицировано 26 событий CIR, 24 ICME, 16 Sheath, 4 Rare, и др., 3) визуализация и архивирование результатов на сайте ИКИ РАН http://www.iki.rssi.ru/pub/omni (или ftp://ftp.iki.rssi.ru/pub/omni/ по протоколу ftp). Также в рамках ежегодного плана работ проводилась модернизация базы данных быстрых измерений прибора БМСВ на КА Спектр-Р, а именно проведены работы по уточнению параметров плазмы (в том числе параметров дважды ионизированных ионов гелия) с учетом немаксвелловских функций распределения частиц по энергиям, наблюдаемых в ряде интервалов.

Аннотация результатов, полученных в 2023 году
1. Для двух типов событий ICME (МС и Ejecta) за период 1976-2022гг. была исследована распространённость токовых слоев в этих типах солнечного ветра. Этот анализ выполнялся методом минимума вариаций магнитного поля, используя закон сохранения нормальной компоненты поля на токовых разрывах. Анализ показал, что токовые слои встречаются чаще в МС, чем в Ejecta. Этот результат подтверждает ранее выдвинутую гипотезу о том, что наблюдаемые различия для двух типов ICME связаны в основном с наблюдательным эффектом: в случае Ejecta космический аппарат проводит измерения на больших расстояниях от центральной части магнитного жгута, чем в случае магнитного облака. 2. Проведено исследование цугов колебаний магнитного поля и потока ионов солнечного ветра, возникающих перед рампом квазиперпендикулярной межпланетной ударной волны с малым числом Маха и параметром бета. Показано, что эти колебания являются магнитозвуковыми колебаниями, соответствующими низкочастотной части вистлеровских колебаний. При приближении к рампу амплитуда колебаний магнитного поля и потока ионов в цугах возрастает. На основе анализа 45 событий было определено, что цуги колебаний магнитного поля имеют правостороннюю поляризацию и распространяются под разными углами относительно направления магнитного поля и нормали к фронту ударной волны. Анализ 11 цугов колебаний потока ионов перед рампом ударной волны показал, что они эллиптически поляризованы, имеют как левую, так и правую поляризацию и распространяются под малыми углами по отношению к вектору нормали к ударному фронту. По данным измерений прибора БМСВ на КА Спектр-Р проведено исследование характеристик спектров мощности флуктуаций плотности протонов и альфа-частиц вблизи фронта межпланетной и околоземной ударной волны. Получено, что для возмущенного солнечного ветра за рампом межпланетной ударной волны частота излома спектра флуктуаций протонов оказалась заметно выше, чем в невозмущённой области. В случае альфа-частиц частота излома спектра флуктуаций за фронтом межпланетной ударной волны также повышалась почти в 2 раза. Показано, что среднее значение частоты излома спектров протонов за рампом околоземной ударной волны меньше, чем в солнечном ветре. Для альфа-частиц изменение частоты излома спектра статистически не было подтверждено из-за увеличения концентрации за фронтом околоземной ударной волны. 3.Проведен анализ флуктуаций параметров плазмы солнечного ветра и межпланетного магнитного поля, наблюдаемых космическими аппаратами Solar Orbiter и WIND, расположенными вдоль линии Солнце-Земля на расстояниях 0,1 и 0,5 а.е. соответственно. Характеристики флуктуаций параметров плазмы солнечного ветра и межпланетного магнитного поля на различных пространственных масштабах в диапазоне от ~10^3 до 10^7 км проанализированы с помощью корреляционных, статистических и спектральных методов. Показано, что поведение временных рядов направленной скорости подвергается наименьшему изменению даже на большом расстоянии между точками наблюдения, в то время как временные ряды плотности протонов, величины и компонент ММП существенно трансформируются даже на относительно небольшом расстоянии. Независимо от предполагаемого изменения абсолютного значения параметров, проведенный статистический анализ показывает, что характеристики их колебаний (в том числе уровень перемежаемости) остаются практически постоянными независимо от расстояния между точками наблюдения и зависят в основном от крупномасштабного типа рассматриваемого течения . Также показано, что спектры флуктуаций модуля и компонент межпланетного магнитного поля ближе к Солнцу демонстрируют признаки более интенсивного по мощности, но не развитого турбулентного каскада, тогда как на момент достижения орбиты Земли, мощность спектра уменьшается, а каскад приобретает классический вид, предсказанный рядом теоретических подходов. 4.Было проведено сравнение динамики характеристик турбулентности при входе плазмы в магнитослой в присутствии и при отсутствии среднемасштабных структур в плазме. Исследование проводилось на основе одновременных спутниковых измерений в трех точках околоземного пространства - в солнечном ветре, в подсолнечной части магнитослоя и на флангах магнитослоя. Показано, что в периоды невозмущенного солнечного ветра структуры среднего масштаба могут служить дополнительным источником флуктуаций за головной ударной волной, в результате которых в подсолнечном магнитослое может формироваться степенной спектр на МГД масштабах, в то время как при отсутствии таких структур в спектре доминируют пики, определяемые волновой активностью. В периоды крупномасштабных возмущений в солнечном ветре структуры средних масштабов не влияют на характеристики турбулентности в подсолнечном магнитослое. Кроме того, присутствие среднемасштабных структур не оказывает влияния на динамику характеристик турбулентности при движении плазмы в сторону флангов. Проведено сравнение характеристик спектров турбулентных флуктуаций межпланетного магнитного поля с количеством токовых слоев по данным WIND на длительном интервале содержащем последовательно медленный спокойный солнечный ветер, межпланетную ударную волну, область компрессии плазмы Sheath перед магнитным облаком и само магнитное облако. Рассматриваемый интервал разделялся на более короткие подинтервалы, на которых вычислялись характеристики спектров турбулентных флуктуаций, суммарное количество наблюдаемых токовых слоев, а также средние значения различных характеристик солнечного ветра. Показано, что можно выделить области, где одновременно происходят заметные изменения турбулентного каскада и повышение вероятности наблюдения мелкомасштабных токовых слоев, однако на данном этапе не удалось выявить четкой причинно-следственной связи между этими явлениями. 5. Был выполнен анализ влияния солнечной активности на эффективность генерации магнитных бурь и суббурь. Для этого данные измерений солнечного ветра и магнитосферных индексов были разделены на эпоху высокой (1976-1996гг) и низкой (1997-2019) солнечной активности по базе OMNI и на 4 геоэффективных типа солнечного ветра CIR, Sheath, MC и Ejecta по нашей базе типов солнечного ветра (по каталогу http://www.iki.rssi.ru/pub/omni). Было показано, что падение солнечной активности в 23-24 солнечных циклах привело к небольшому изменению геоэффективности возбуждения магнитных бурь для разных типов солнечного ветра, и практически не сказалось на эффективность генерации суббурь. Сравнение поведения параметров солнечного ветра в начале 25 солнечного цикла показало, что этот цикл развивается по сценарию двух предыдущих циклов. 6.Усовершенствована программа для моделирования процесса регистрации заряженных ионов датчиками потока плазмы для спектрометра плазмы БМСВ-ЛГ, разрабатываемого для космического аппарата «Луна-Ресурс-1» (ОА). Доработка программы была проведена в двух направлениях: моделирование двухкомпонентной плазмы (протоны и альфа-частицы) и моделирование немаксвелловской составляющей распределения частиц по энергиям. Моделирование с учетом вклада альфа-частиц показало, что с увеличением температуры солнечного ветра усложняется разделение сортов частиц, что особенно важно при определении параметров плазмы в области возмущённого солнечного ветра. Для учета надтепловой составляющей энергетического распределения использовалась имитация каппа-распределения, которое может наблюдаться в реальном эксперименте за фронтами ударных волн. Было показано, что каппа-распределение надтепловой протонной компоненты может накладываться на ядро распределения альфа-частиц, что может привести к увеличению погрешностей при решении обратной задачи. Сравнение модельных распределений с распределениями, наблюдаемыми экспериментально в возмущённых областях солнечного ветра, показало, что моделирование спектра каппа-распределением позволяет корректно вычислить концентрацию альфа-частиц, и исключить ее ложные превышения в результате влияния надтепловой компоненты протонов.