Космические исследования, 2024, № 6

Российская академия наук
КОСМИЧЕСКИЕ 
ИССЛЕДОВАНИЯ
Том 62      № 6      2024      Ноябрь–Декабрь
Основан в 1963 г. 
Выходит 6 раз в год 
ISSN: 0023-4206
Журнал издается под руководством 
Президиума РАН
Главный редактор
чл.-корр. РАН А.А. Петрукович
Редакционная коллегия:
д. ф.-м. наук А.В. Грушевский, д. ф.-м. наук В.В. Калегаев,
д. ф.-м. наук Б.В. Козелов, д. ф.-м. наук В.Г. Курт,
д. ф.-м. наук Р.Ю. Лукьянова, д. ф.-м. наук М.Ю. Овчинников
чл.-корр. РАН В.Г. Петухов, акад. РАН Г.А. Попов,
д. ф.-м. наук В.В. Сидоренко, д. ф.-м. наук А.Г. Тучин,
к. ф.-м. наук И.В. Хатунцев, к. ф.-м. наук М.Г. Широбоков,
канд. ф.-м. наук Ю.С. Шугай, prof. Daniel Hestroff er
Зав. редакцией А.В. Фатеева
Адрес редакции: 117997, г. Москва, ул. Профсоюзная 84/32 
E-mail: kos.is@cosmos.ru
Москва
ФГБУ «Издательство «Наука» 
© Российская академия наук, 2024
© Редколлегия журнала «Космические исследования» 
     (составитель), 2024

СОДЕРЖАНИЕ
Том 62, номер 6, 2024
Почему плотность ионов плазменного слоя зависит от плотности солнечного ветра?
Г. А. Котова, В. В. Безруких 
565
Характеристики оптической системы научной аппаратуры «Солнце – Терагерц»
Е. Д. Тульников, В. И. Логачев, В. С. Махмутов, М. В. Филиппов, А. А. Квашнин,  
М. В. Разумейко, С. В. Соков, С. В. Мизин 
577
Высыпания магнитосферных электронов, зарегистрированные в атмосфере 
на средней и полярных широтах в 2022–2023 годах
В. С. Махмутов, Г. А. Базилевская, А. Н. Квашнин, М. Б. Крайнев,  
Н. С. Свиржевский, А. К. Свиржевская, Ю. И. Стожков 
585
Анализ динамики цугов колебаний магнитного поля и потока ионов солнечного ветра  
перед рампом межпланетной ударной волны
Н. Л. Бородкова, О. В. Сапунова, Ю. И. Ермолаев, Г. Н. Застенкер 
592
Спектры вариаций и анизотропия космических лучей в периоды Форбуш-эффектов 
в марте 2023 года
И. И. Ковалев, М. В. Кравцова, С. В. Олемской, В. Е. Сдобнов 
606
Роль ускоренных электронных потоков в генерации интенсивных токовых структур и неидеальных 
электрических полей во внешней области плазменного слоя
М. В. Леоненко, Е. Е. Григоренко, Л. М. Зелёный 
 
613
Токовые слои электронных масштабов, наблюдаемые миссией MMS в русле высокоскоростных 
потоков в плазменном слое геомагнитного хвоста
Е. Е. Григоренко, М. В. Леоненко, А. Ю. Малыхин, Л. М. Зелёный, Х. С. Фу 
 
 
 
624
Тонкая структура короны по радионаблюдениям с высоким частотным разрешением
М. К. Лебедев, В. М. Богод, Н. Е. Овчинникова  
 
 
 
 
 
 
640
Научные задачи и перспективы комплекса плазменных приборов в проекте Венера-Д
Д. А. Моисеенко, О. Л. Вайсберг, А. И. Петух, Р. Н. Журавлев  
 
 
 
 
655
Нейтронное излучение лунной поверхности на полюсах
И. Г. Митрофанов, А. Б. Санин, М. Л. Литвак, Д. В. Головин, 
М. В. Дьячкова, А. А. Аникин, Н. В. Лукьянов 
 
 
 
 
 
 
 
663

КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2024, том 62, № 6, с. 565–576
УДК 523.62-726
ПОЧЕМУ ПЛОТНОСТЬ ИОНОВ ПЛАЗМЕННОГО СЛОЯ ЗАВИСИТ 
ОТ ПЛОТНОСТИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА?
© 2024 г. Г. А. Котова*, В. В. Безруких
Институт космических исследований РАН, Москва, Россия
*e-mail: kotova@iki.rssi.ru
Поступила в редакцию 27.02.2024
После доработки 21.05.2024
Принята к публикации 27.05.2024
По измерениям тяжелых (M/q > 3) ионов на спутнике Фобос-2 было обнаружено, что плотность 
этих ионов в центральном плазменном слое ареомагнитного хвоста пропорциональна плотности 
протонов солнечного ветра, обтекающего планету. При сравнении данных спутника ISEE-2,  
измерявшего ионы в околоземном плазменном слое вблизи нейтрального слоя, с данными 
по солнечному ветру, полученными на спутнике ISEE-3, было установлено, что плотность 
протонов околоземного плазменного слоя также пропорциональна плотности протонов 
солнечного ветра. Анализ баланса магнитного и плазменного давлений в солнечном ветре 
и внутри хвостов магнитосфер Марса и Земли показал, что выявленные ранее корреляции 
являются следствием необходимого равенства давлений на границе магнитосферы и внутри 
магнитных хвостов планет.
DOI: 10.31857/S0023420624060014, EDN: IGTRAQ
1. ВВЕДЕНИЕ
Космический аппарат (КА) Фобос-2 был запущен к Марсу в 1988 г. и в конце января 1989 г. 
начал работу на орбитах около планеты. На спутнике был установлен ионный спектрометр ТАУС 
для измерения характеристик плазмы солнечного ветра и околопланетной плазмы, а также магнитометр МАГМА для измерения магнитного поля. С 20 февраля 1989 г. спутник перешел 
на круговую орбиту с радиусом около 9500 км 
(2.8 RM, где RM ≈ 3400 км — радиус Марса) и 
оставался на такой орбите до конца своей работы 27 марта 1989 г. Небольшой период работы 
космического аппарата около Марса пришелся 
на максимум цикла солнечной активности, когда динамическое давление солнечного ветра изменялось от 10–9 до 10–7 дин/см2. Это дало возможность исследовать параметры плазмы и магнитного поля около Марса в широком диапазоне 
параметров солнечного ветра.
С помощью КА Фобос-2 в хвосте магнитосферы Марса был обнаружен и исследован плазменный слой [1–3]. Этот слой, так же, как и в хвосте магнитосферы Земли [4], расположен вокруг 
токового слоя, где компонента магнитного поля, 
направленная вдоль хвоста, меняет знак. Но есть 
и ряд отличий плазменного слоя около Марса от 
околоземного. Прежде всего, основными ионами марсианского слоя являются ионы планетного происхождения, в то время как около Земли 
плазменный слой образован в основном ионами водорода солнечного ветра. Только во время 
достаточно высокой магнитной активности ионосферные ионы кислорода составляют заметную часть плазмы вблизи токового слоя в хвосте 
магнитосферы Земли [напр., 5]. Распределение 
ионов по скоростям в марсианском плазменном 
слое анизотропно. Отношение температуры ионов в направлении вдоль магнитного хвоста к 
температуре ионов в поперечном направлении 
может достигать 1/7 [1, 6]. И, наконец, положение плазменного слоя в ареомагнитном хвосте очень изменчиво. Он может наблюдаться и 
вблизи границы магнитосферы, и в центре хвоста. Ориентация слоя в плоскости, перпендикулярной направлению на Солнце, также сильно 
меняется [3].
При анализе механизмов ускорения ионов в марсианском плазменном слое были 

 
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ      том 62      № 6      2024
566
КОТОВА, БЕЗРУКИХ
рассмотрены корреляции различных параметров слоя между собой и с параметрами невозмущенного солнечного ветра [7]. При этом было 
получено, что максимальная плотность ионов, 
наблюдающаяся в области перемены знака продольной составляющей магнитного поля ареомагнитного хвоста, пропорциональна плотности 
протонов невозмущенного солнечного ветра, измеренной до, при влете аппарата в магнитосферу, или после пересечения околопланетной ударной волны при вылете из магнитосферы. Происхождение такой корреляции объяснено не было.
Примерно в то же время Дж. Боровский с соавторами [8, 9] рассмотрели взаимосвязь параметров плазмы и магнитного поля в хвосте магнитосферы Земли по данным спутника International 
Sun-Earth Explorer 2 (ISEE) и параметров невозмущенного солнечного ветра, измерявшимся на 
спутнике ISEE 3. Был обнаружен ряд корреляций, в том числе получено, что плотность ионов вблизи нейтрального слоя магнитосферного 
хвоста пропорциональна плотности ионов солнечного ветра. Авторы связывали полученные 
результаты с процессами проникновения плазмы солнечного ветра в плазменный слой земной 
магнитосферы.
В настоящей работе проанализирован баланс плазменного и магнитного давления внутри магнитосферных хвостов Земли и Марса и 
вблизи границ магнитосфер этих планет и показано, что именно баланс давлений приводит к 
наблюдаемым корреляциям между плотностью 
ионов плазменного слоя и плотностью солнечного ветра.
2. ОПИСАНИЕ ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫХ 
ДАННЫХ
Энерго-масс-спектрометр ТАУС позволял 
раздельно измерять характеристики протонов, 
альфа-частиц и тяжелых ионов (M/q > 3, M — 
массовое число, q — заряд). Энергетический диапазон прибора ∼30–6000 эВ был разделен на 32 
канала. Угловое распределение частиц складывалось из измерений в 64 (8×8) угловых каналах в поле зрения прибора ∼40°×40° с центральной осью, отклоненной на 5° от направления 
на Солнце для компенсации аберрации прихода солнечного ветра. На круговых орбитах измерялись одномерные энергетические спектры 
ионов в диапазоне энергий 150 эВ–6 кэВ в пределах телесного угла ±20° от направления оси. 
Спектр измерялся за 8 с, но передавался раз в 
две минуты. Магнитные измерения проводились 
с помощью магнитометра МАГМА каждые 45 с.  
К сожалению, в рассматриваемый период большую часть времени КА вращался с периодом 
∼10 мин. вокруг оси, приблизительно ориентированной на Солнце. Из-за вращения аппарата для 
надежного анализа можно использовать только 
модуль магнитного поля B и его компоненты BX 
вдоль и BYZ поперек линии Солнце – Марс.
Наиболее интересным результатом, касающимся распределения плазмы около Марса, 
полученным по данным космического аппарата Фобос-2, было открытие плазменного слоя в 
ареомагнитном хвосте [1].
На рис. 1 в левой части [3] показана последовательность усредненных за 4 мин скоростей 
счета частиц в зависимости от энергии, измеренных прибором TAUS в режиме регистрации тяжелых ионов. В центре и справа на рис. 1 приведены одновременные результаты измерений, 
соответственно, абсолютной величины B и BX 
компоненты магнитного поля. Приблизительно с 16:00 до 21:00 UT Фобос-2 последовательно переходил из солнечного ветра в магнитослой, (пересечение ударной волны наблюдалось 
в 16:30 UT), затем в магнитосферу (пересечение 
магнитопаузы в 17:23 UT). Примерно в центре 
ареомагнитного хвоста с 18:10 до 18:30 UT вблизи места смены знака BX компоненты, то есть 
вблизи нейтрального слоя, наблюдались наиболее интенсивные потоки тяжелых ионов F ≈ (2–
4)×107 cм–2с–1, соответствующие регистрации 
плазменного слоя в хвосте магнитосферы Марса. 
После последующих пересечений магнитопаузы 
(∼19:32 UT) и ударной волны (∼20:08 UT) Фобос-2 опять вышел в область солнечного ветра. 
Следует отметить, что спектры ионов солнечного 
ветра и магнитослоя, представленные на рис. 1, 
являются спектрами протонов и альфа-частиц, 
проникающих в канал тяжелых ионов, которые 
легко выделить при сравнении с одновременно 
измеренным протонными спектрами. В режиме 
регистрации протонов и альфа-частиц в области 
измерения потоков тяжелых ионов потоки протонов не наблюдались.
При обработке данных прибора ТАУС принималось, что в канале тяжелых ионов внутри 
магнитосферы Марса регистрировались ионы 
атомарного кислорода О+. Об этом свидетельствовали масс-спектрометрические измерения 
прибора АСПЕРА на том же космическом аппарате, а также имевшаяся информация о составе атмосферы планеты [10, 11]. Форма измеренных спектров тяжелых ионов также свидетельствовала в пользу однокомпонентного состава 

 
ПОЧЕМУ ПЛОТНОСТЬ ИОНОВ ПЛАЗМЕННОГО СЛОЯ ЗАВИСИТ ОТ ПЛОТНОСТИ 
567
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ      том 62      № 6      2024
плазмы в плазменном слое магнитосферы планеты. Позднее, в магнитосфере Марса космическими аппаратами Mars Express и MAVEN было 
зарегистрировано значительное количество 
ионов молекулярного кислорода О2
+, однако 
было подтверждено, что в областях пересечения 
КА Фобос-2 магнитосферы Марса на расстояниях ∼2.8 RM и более (на первых эллиптических орбитах) от центра планеты преобладают ионы атомарного кислорода [12].
Для анализа зависимости параметров плазменного слоя в магнитном хвосте Марса от параметров солнечного ветра были отобраны части 
круговых орбит КА Фобос-2 при входе спутника 
в магнитосферу или выходе из нее, где есть данные по магнитному полю в долях хвоста, плазме плазменного слоя и плазме солнечного ветра. 
Использовались величины плотности, температуры и скорости солнечного ветра, усредненные за интервалы времени однородных данных 
20–30 мин, выбранные за 30 мин до или после 
пересечения околопланетной ударной волны, 
соответственно, при входе спутника в магнитосферу Марса или выходе из нее. Задержка в 
30 мин. между регистрацией ударной волны и 
интервалом усреднения параметров солнечного 
ветра позволяет исключить область торможения 
солнечного ветра, наблюдавшуюся перед Марсианской ударной волной (рис. 1) [13]. Кроме 
того, вращение КА обычно приводило к волнообразным изменениям измеренной плотности 
солнечного ветра, поскольку иногда отклонение 
оси вращения аппарата от направления на Солнце достигало 20°; в таких случаях для усреднения 
выбирались максимальные значения плотности. 
Также следует иметь в виду, что разница по времени между пересечениями спутником ударной 
волны и границы магнитосферы составляла около 1 ч. Данные по межпланетному магнитному 
полю усреднялись за те же интервалы, что и параметры плазмы солнечного ветра.
В долях ареомагнитного хвоста для усреднения выбирались 15-минутные интервалы времени, близкие к границе магнитосферы, когда магнитное поле (Bt) было достаточно стабильным, 
и не регистрировались ни протоны, ни тяжелые 
ионы. Иногда в хвосте магнитосферы Марса 
продольная компонента магнитного поля BX меняла знак очень близко к границе магнитосферы. Это значит, что нейтральный слой пересекался вблизи границы магнитосферы, и определить средние значения компоненты магнитного 
 ɋɨɥɧɟɱɧɵɣ ɜɟɬɟɪ 
 
  Ɇɚɝɧɢɬɨɫɥɨɣ 
 
  Ɇɚɝɧɢɬɨɫɮɟɪɚ 
 
  ɉɥɚɡɦɟɧɧɵɣ ɫɥɨɣ 
 
 Ɇɚɝɧɢɬɨɫɮɟɪɚ 
 
  Ɇɚɝɧɢɬɨɫɥɨɣ 
 
 
  ɋɨɥɧɟɱɧɵɣ ɜɟɬɟɪ 
    Ɍɹɠɟɥɵɟ ɢɨɧɵ  ɌȺɍɋ                  
Ɇɚɝɧɢɬɧɨɟ ɩɨɥɟ  ɆȺȽɆȺ 
UT
20
19
18
17
16
0.2
0.4 0.6 1.0
2.0
EiT ɤɷȼ
20
19
18
17
16
UT
% Ȗ
B  Ȗ
x
20 10
0
10
0 –10 –20
20
19
18
17
UT
10
1
Рис. 1. Энергетические спектры ионов, измеренные прибором ТАУС в режиме регистрации тяжелых ионов 16 марта 1989 г., модуль B и BX-компонента магнитного поля, по данным прибора МАГМА. Справа сплошной линией 
отмечены участки траектории в солнечном ветре, жирной линией — в магнитослое, пунктирной — в магнитосфере 
Марса. Крестиками отмечены места наблюдений потоков тяжелых ионов внутри магнитосферы [3].

 
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ      том 62      № 6      2024
568
поля в долях хвоста было невозможно. Для статистического анализа параметров плазменного 
слоя выбирались максимальные значения плотности nH и скорости ионов VH в нейтральном 
слое. Таким образом, было отобрано 39 пролетов 
спутника при входе в магнитосферу и 26 — при 
выходе из нее [14]. 
Измерения плазмы и магнитного поля около Земли рассматривались на основе данных 
космических аппаратов миссии International 
Sun-Earth Explorer: ISEE 2 и ISEE 3 [9], а также IMP-8 [15]. Нейтральный слой внутри плазменного слоя в околоземном магнитном хвосте 
определялся по изменению знака измеренной на 
ISEE 2 BX-компоненты магнитного поля солнечно-эклиптической системы координат. Одновременно, в пределах нескольких секунд, наблюдалось минимальное значение модуля магнитного 
поля. Каждое пересечение нейтрального слоя сопоставлялось с 5-минутными средними значениями параметров солнечного ветра, измеренными 
КА ISEE 3, с учетом задержки на время прохождения солнечного ветра от места измерения в 
точке либрации L1 до Земли. Это время задержки оценивалось как X / Vsw, где X — расстояние 
от Земли до ISEE 3; Vsw — измеренная скорость 
солнечного ветра. 
Было отобрано 225 случаев пересечения околоземного нейтрального слоя на расстоянии 
17.5–22.5 RE (RE ≈ 6370 км — радиус Земли) от 
центра Земли в марте – апреле 1979 г., для которых были измерения невозмущенного солнечного ветра [9].
3. КОРРЕЛЯЦИЯ ПЛОТНОСТИ ИОНОВ 
ПЛАЗМЕННОГО СЛОЯ В ХВОСТАХ 
МАГНИТОСФЕР МАРСА И ЗЕМЛИ  
С ПЛОТНОСТЬЮ ПРОТОНОВ 
СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
На рис. 2 рассмотрена зависимость плотности 
тяжелых ионов — ионов атомарного кислорода 
— от плотности солнечного ветра, обтекающего 
Марс по данным эксперимента ТАУС на КА Фобос-2. Представленные данные получены на 
круговых орбитах Фобоса-2 на расстоянии около 9500 км = 2.8 RM от центра планеты. Параметры солнечного ветра должны были измеряться 
дважды: перед пересечением около марсианской 
ударной волны до входа космического аппарата 
в магнитосферу и после пересечения ударной 
волны после выхода Фобоса-2 из магнитосферы 
Марса. Однако измерения не всегда осуществлялись непрерывно, поэтому количество точек на 
рисунке, соответствующих входу и выходу аппарата в / из магнитосферы планеты разное. Аналогичная зависимость плотности ионов плазменного слоя от плотности ионов солнечного ветра 
была опубликована ранее в работе [7, Fig. 5], но с 
меньшим количеством точек, поскольку каждому пересечению токового слоя приписывались 
наиболее близкие по времени параметры солнечного ветра. Большой разброс точек на рис. 2 
в первую очередь связан с разницей по времени 
между измерениями тяжелых ионов в плазменном слое и измерениями солнечного ветра, составляющей 1.5–2.5 ч. Связь плотности ионов в 
марсианском плазменном слое (nH) и плотности 
солнечного ветра (nSW) описывается линейной 
зависимостью (пунктирная прямая):
 
n
n
H
SW
= 0 74
.
 
(1)
с коэффициентом корреляции R = 0.59. Значение 
сплошной линии на рис. 2 будет описано ниже в 
разделе 7.
На рис. 3 также представлена зависимость 
плотности ионов в центральном плазменном 
слое (nPS) от плотности протонов солнечного ветра (nSW), но для околоземного пространства [9]. 
Так же, как и вблизи Марса, плотность ионов 
в центральном плазменном слое Земли связана 
±





±
ɉɥɨɬɧɨɫɬɶ ɫɨɥɧɟɱɧɨɝɨ ɜɟɬɪɚ ɫɦ








±


±
ɉɥɨɬɧɨɫɬɶ ɬɹɠɟɥɵɯ ɢɨɧɨɜ Ɉ   ɫɦ
   Q    Q
+
6:

 Q    Q 
+
6:
Рис. 2. Зависимость плотности тяжелых ионов (О+) 
вблизи нейтрального слоя ареомагнитного хвоста от 
плотности невозмущенного солнечного ветра. о — 
измерения на влете в ареомагнитный хвост, Δ — на 
вылете из него.
КОТОВА, БЕЗРУКИХ

 
ПОЧЕМУ ПЛОТНОСТЬ ИОНОВ ПЛАЗМЕННОГО СЛОЯ ЗАВИСИТ ОТ ПЛОТНОСТИ 
569
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ      том 62      № 6      2024
с плотностью ионов солнечного ветра. Зависимость описана степенной функцией (пунктирная 
прямая):
 
n
n
PS
SW
u u
=0 0785
0 62
.
.
 
(2)
с коэффициентом корреляции R = 0.74. Сплошная кривая будет описана в разделе 8.
Измерения проводились на расстоянии 
dE = 17.5–22.5 RE от центра Земли в хвосте магнитосферы. Это расстояние можно сравнить с 
расстоянием от центра Земли до подсолнечной 
точки магнитопаузы rO, которое характеризует 
размер магнитосферы Земли, как препятствие 
потоку солнечного ветра. Так как для Земли 
rO ≈ 10 RE [16], dE ≈ 1.75–2.25 rO. Измерения на 
Фобосе-2 на круговых орбитах около Марса проводились на сравнимых расстояниях в терминах 
размера препятствия солнечному ветру. В подсолнечной части граница магнитосферы Марса находится на расстоянии rO ≈ 4300 км (1.25 RM) от 
центра планеты [напр., 17, 18]. Это означает, что 
в хвосте магнитосферы Марса измерения проводились на расстоянии dM ≈ 2.2 rO, и, следовательно, рассматриваемые измерения вблизи Марса и 
измерения вблизи Земли велись на сравнимых 
относительных расстояниях от планеты. 
4. БАЛАНС ДАВЛЕНИЙ НА ГРАНИЦЕ 
ХВОСТА МАГНИТОСФЕР МАРСА И ЗЕМЛИ
Вблизи границы магнитосферы давление снаружи, равное сумме динамического давления 
солнечного ветра, направленного перпендикулярно к поверхности границы, а также теплового 
и магнитного давлений солнечного ветра, должно быть равно давлению магнитного поля внутри 
долей хвоста магнитосферы [19]:
 
B
K V
p
t
2
2
2
8π
ρ
α
u u
=
+
sin ( )
,  
(3)
где Bt — величина магнитного поля в долях хвоста; p – сумма теплового и магнитного давлений 
солнечного ветра; ρ — плотность ионов; V — потоковая скорость невозмущенного солнечного 
ветра; α  — угол расширения (flaring) границы 
магнитосферы, то есть угол между направлением 
потока солнечного ветра и касательной к границе; K — константа (обычно используется K = 0.88 
для течения с постоянной адиабаты γ = 5/3). Для 
учета вклада альфа-частиц в плотность солнечного ветра примем, что K = 1, тогда можно считать, что nSW = nP и ρ = mP nSW , где nP и mP — 
плотность и масса протонов солнечного ветра, 
соответственно. Строго говоря, p — это разница 
между суммой теплового и магнитного давлений 
солнечного ветра и тепловым давлением внутри 
магнитосферного хвоста планеты. Считаем это 
тепловое давление в долях хвоста равным 0, так 
как интервалы усреднения магнитного поля в 
хвосте соответствовали периодам времени, когда плазма не регистрировалась.
В работе Розенбауэра с соавторами [14] 
по измерениям на Фобосе-2 была продемонстрирована действительно хорошая корреляция давления магнитного поля в долях хвоста магнитосферы Марса с динамическим 
давлением солнечного ветра. Полученная зависимость была описана уравнением (3) с параметрами sin2(α) = 0.049±0.004, то есть, α ≈ 13°, и 
p = (1.7±0.3)×10–10 дин/см2. Т. Жанг с соавторами [20] использовали уравнение (3), в котором 
по измеренным характеристикам солнечного ветра, а именно, плотности, температуре протонов 
и величине магнитного поля, определялась величина угла α для каждого пролета через ареомагнитный хвост. В результате усреднения рассчитанных углов авторы получили срединный 
(median) угол расширения границы магнитосферы равный 12.6° и средний угол (mean) равный 13.8°. Эти значения хорошо соответствуют 
оценке, указанной выше. 
На рис. 4 для каждого пролета космического 
аппарата через хвост магнитосферы Марса среднее измеренное магнитное давление в долях хвоста сравнивается с полным давлением солнечного ветра. Полное давление солнечного ветра на 
магнитосферу включает в себя динамическое 
±
ɉɥɨɬɧɨɫɬɶ ɢɨɧɨɜ ɩɥɚɡɦɟɧɧɨɝɨ ɫɥɨɹ ɫɦ



Q     Q
SV
VZ
±
ɉɥɨɬɧɨɫɬɶ ɫɨɥɧɟɱɧɨɝɨ ɜɟɬɪɚ ɫɦ



Рис. 3. Зависимость плотности протонов плазменного слоя вблизи нейтрального слоя геомагнитного 
хвоста от плотности невозмущенного солнечного ветра по данным спутников ISEE 2 и ISEE 3, соответственно [9].

 
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ      том 62      № 6      2024
570
давление потока, тепловое давление и магнитное давление:
p
V sin
B
n k T
n k T
SW
SW
P
B
P
e
B
e
u u
u u
u u
u u
=
+
+
+
ρ
α
π
2
2
2 8
( )
, (4)
где BSW — величина магнитного поля солнечного 
ветра; TP — температура протонов; Tе, ne — соответственно, температура и плотность электронов 
солнечного ветра; kB — постоянная Больцмана.
При расчетах полного давления принимается, 
что угол α = 13° для всех пролетов. Температура 
электронов считается в два раза больше температуры ионов и тепловое давление pth = 3nSWkBTP, 
[21]. Видно, что полное давление солнечного ветра на границу магнитосферы приблизительно 
равно давлению магнитного поля в долях хвоста 
магнитосферы планеты. Некоторое расхождение 
давлений в области высоких и низких давлений 
солнечного ветра, видимо, связано с тем, что для 
расчетов использовался средний угол α, в то время как реальный угол уменьшается с ростом динамического давления солнечного ветра (рис. 4 
в работе [20]).
В магнитном хвосте Земли баланс давлений 
также неоднократно проверялся [22; 23], и в спокойных условиях постоянство давления поперек 
хвоста сохраняется, хотя во время развития магнитосферных бурь и суббурь наблюдаются заметные отклонения от стационарного состояния [24].
Для Земли угол расширения магнитопаузы 
в области магнитного хвоста был определен в 
работах [25, 26, 15] по данным космических аппаратов ISEE 1 и 2 в магнитосфере и IMP 8 — 
в солнечном ветре. Зависимость (1) для Земли 
описывается выражением [14]:
 
B
V
t
2
2
10
2
8
0 134
0 006
5 10
π
×ρ
×
=
±
+
(
)
+
(
)
−
u
u
.
.
.
дин/см
 
(5)
Таким образом, на расстояниях за Землей 
∼20 RE ≈ 2r0, сравнимых с рассматриваемым расстоянием за Марсом, угол расширения околоземной магнитопаузы составляет ∼22° [26]. На 
расстояниях ∼30 RE ≈ 3r0 за Землей этот угол близок к оценкам угла расширения границы ареомагнитного хвоста на расстояниях ∼2r0. [15]. Это 
подтверждает, что ареомагнитный хвост уже, чем 
геомагнитный.
5. ЗАВИСИМОСТЬ ПОЛНОГО ДАВЛЕНИЯ 
СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ОТ ПЛОТНОСТИ 
ПРОТОНОВ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА
На рис. 5 показана зависимость полного давления солнечного ветра от его плотности вблизи хвоста магнитосферы Марса на расстоянии ∼2.8 RM от центра планеты по измерениям 
КА Фобос-2 на круговых орбитах. Корреляционная зависимость описывается выражением:
 
p
n
SW
SW
u u
=
−
3 45 10 10
1 15
.
(
) .
×
 
(6)
с высоким коэффициентом корреляции R = 0.9.
±

±

±


ɉɨɥɧɨɟ ɞɚɜɥɟɧɢɟ ɫɨɥɧɟɱɧɨɝɨ ɜɟɬɪɚ ɞɢɧɫɦ
±

±

±


ɦɚɝɧɢɬɧɨɟ ɞɚɜɥɟɧɢɟ ɜ ɞɨɥɹɯ ɯɜɨɫɬɚ ɞɢɧɫɦ
Рис. 4. Сравнение полного давления солнечного 
ветра с давлением магнитного поля в долях хвоста 
магнитосферы Марса. Обозначения те же, что и на 
рис. 2. Сплошная прямая соответствует равенству 
давлений.
–1
10
0
10
1
10
–3
ɉɥɨɬɧɨɫɬɶ ɫɨɥɧɟɱɧɨɝɨ ɜɟɬɪɚ ɫɦ
2
10
–7
10
–8
10
–9
10
–10
10
2
ɩɨɥɧɨɟ ɞɚɜɥɟɧɢɟ ɫɨɥɧɟɱɧɨɝɨ ɜɟɬɪɚ ɞɢɧɫɦ
Рис. 5. Зависимость полного давления солнечного 
ветра от плотности протонов солнечного ветра вблизи Марса. Обозначения те же, что и на рис. 2. Сплошная прямая — зависимость pSW = 3.45×10-10(nSW)1.15.
КОТОВА, БЕЗРУКИХ

 
ПОЧЕМУ ПЛОТНОСТЬ ИОНОВ ПЛАЗМЕННОГО СЛОЯ ЗАВИСИТ ОТ ПЛОТНОСТИ 
571
КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ      том 62      № 6      2024
На рис. 6 представлена зависимость полного давления солнечного ветра, включающего ρV2sin2(α) с α = 22°, по данным спутника ISEE 3 (SPDF — Coordinated Data Analysis 
Web (CDAWeb) (nasa.gov)), полученным в марте – апреле 1979 г., в период, рассматриваемый 
на рис. 3. Поправка на время распространения 
солнечного ветра до Земли здесь не делалась, 
поскольку она не изменит, полученной корреляции. По этим данным:
 
p
n
SW
SW
u u
=
−
7 0 10 10
0 82
.
,
(
) .
×
 
(7)
коэффициент корреляции R = 0.82.
Ранее было показано, что динамическое давление солнечного ветра (или его поток импульса) инвариантно относительно скорости солнечного ветра [27], некоторая зависимость наблюдается только перед началом больших магнитных 
бурь [28]. Кроме того, еще в начале космической эры было установлено, что сумма теплового и магнитного давления солнечного ветра 
не зависит от скорости потока [29], и давление 
магнитного поля солнечного ветра коррелирует и с динамическим давлением, и с тепловым 
давлением плазмы [30]. Рисунки 5 и 6 наглядно 
демонстрируют, что в рассматриваемые периоды 
времени давление солнечного ветра определяется его плотностью. Действительно, плотность 
солнечного ветра на межпланетных ударных 
волнах, при пересечении токовых слоев, пересечении различных волновых структур меняется в 
два раза и более, в то время как скорость потока 
солнечного ветра изменяется на 10–20 % [31]. 
Несмотря на то, что она входит в выражение 
для динамического давления в квадрате, на изменение величины этого давления она, обычно, 
оказывает меньшее влияние, чем плотность. Величины теплового и магнитного давления превышают динамическое давление солнечного ветра на границу магнитосферы только в дальнем 
хвосте. 
Используя данные Фобоса-2 по тепловому и 
магнитному давлениям солнечного ветра можно 
показать, что и они также пропорциональны динамическому давлению и плотности солнечного 
ветра (напр., рис. 4 в работе [14]). Аналогичные 
корреляционные зависимости наблюдаются и по 
данным ISEE 3.
6. СРАВНЕНИЕ МАГНИТНОГО ДАВЛЕНИЯ 
В ДОЛЯХ ХВОСТА МАГНИТОСФЕРЫ 
МАРСА С ДАВЛЕНИЕМ В ЦЕНТРАЛЬНОМ 
ПЛАЗМЕННОМ СЛОЕ
На рис. 7 магнитное давление в долях хвоста 
магнитосферы Марса сопоставляется с давлением в нейтральном слое плазменного слоя. Давление в нейтральном слое состоит из давления 
поперечной компоненты магнитного поля BYZ, 
направленной перпендикулярно линии Солнце – Марс и теплового давления ионов (кислорода) плазменного слоя. Рисунок 7 показывает, 




±
ɉɥɨɬɧɨɫɬɶ ɫɨɥɧɟɱɧɨɝɨ ɜɟɬɪɚ ɫɦ
±

±

±

±


ɉɨɥɧɨɟ ɞɚɜɥɟɧɢɟ ɫɨɥɧɟɱɧɨɝɨ ɜɟɬɪɚ   ɞɢɧɫɦ
Рис. 6. Зависимость полного давления солнечного 
ветра от плотности протонов солнечного ветра по 
данным спутника ISEE 3. Сплошная прямая — зависимость pSW = 7.0×10-10(nSW)0.82.
-10
10
-9
10
-8
10
2
Ɇɚɝɧɢɬɧɨɟ ɞɚɜɥɟɧɢɟ ɜ ɞɨɥɹɯ ɯɜɨɫɬɚ ɞɢɧɫɦ
-8
10
-9
10
-10
10
-11
10
2
ɂɨɧɧɨɟ ɬɟɩɥɨɜɨɟ ɦɚɝɧɢɬɧɨɟ ɞɚɜɥɟɧɢɟ  ɞɢɧɫɦ
2
2
n T k   B ʌ   0.32·B ʌ
H
H
B
yz
t
R   0.87
Рис. 7. Сравнение давления в центральном плазменном слое и в долях хвоста магнитосферы Марса. 
Обозначения те же, что и на рис. 2.