Препринт, апрель 2003

1. Введение

Основная последовательность событий магнитосферной суббури установлена и описана во многих работах (см. например, Akasofu (1968), Исаев и Пудовкин, (1972), Пудовкин и др.,(1977), Rostoker (1980, 1987), Elphinstone,1996), Мишин и др, 1971, 2001). Определены зоны развития возмущения в проекции на ионосферу, разработаны модели субубри в хвосте магнитосферы (Baker et al.,1975, Hones et al.,1978) и в зоне квазизахвата. (Lui et al., (1988,1991,1992,1995), Samson et al., 1991, Roux et al., 1991).
Вместе с тем, один из основных процессов суббури - взрывное начало активизации - изучен недостаточно. Проблема в том, что чаще всего доступно разрешение порядка минуты и при длительности процесса в несколько минут выявить его детальную структуру невозможно.

Одним из немногих хорошо оснащенных спутников с телеметрией, позволяющей получить секундное разрешение и траекторией в зоне квазизахвата был спутник CRRES. Несколько работ, раскрывающих тонкую структуру суббуревых процессов выполнено по измерениям на этом спутнике (Vampola and Korth, 1993, Friedel et al., 1994, Rasinkangas et al.,1994, Perry et al.,1996, Maynard et al., 1996.)

Настоящая работа основана на измерениях магнитного поля(Singer et al., 1992) и энергичных частиц системой детекторов EPAS (Korth et al., 1992) на спутнике CRRES и является продолжением и обобщением предыдущих работ авторов (Lazutin et al.,1998, 1999, 2002, Kozelova et al.,2000,2002, Козелова и др., 2001, 2002).

Возрастания авроральных электронов и ионов, известные как инжекции частиц, являются одним из основных элементов взрывной неустойчивости суббури. Начиная с первых работ Мак-Илвайна (McIlwain, 1974) по определению положения границ инжекции, было ясно, что они расположены на замкнутых оболочках в зоне захвата или квазизахвата. В процессе ускорения часть энергичных электронов тут же высыпается в атмосферу; генерируемые при этом всплески тормозного рентгеновского излучения регистрировались неоднократно на аэростатах одновременно и в том же месте, что и брейкап полярного сияния. ( Winckler et al., 1958, Barcus et al., 1965) Одновременно наблюдаются пульсации Pi2, магнитные бухты и многие другие проявления внезапного начала взрывной фазы суббури. Довольно давно многим было ясно, что регистрируемые на спутниках в геостационарной области бездисперсные инжекции энергичных частиц однозначно связаны с началом суббури в авроральной зоне (Лазутин, 1979, Lazutin et al., 1999) Изучая характеристики инжекций мы можем надеяться выявить механизмы развития взрывной неустойчивости суббури.

Одновременность инжекций электронов и ионов и можно декларировать только при существенном усреднении данных, но если доступно секундное разрешение, выясняется, что имеется тонкая структура возрастания, со сложной зависимостью временной структуры всплесков от знака и энергии частиц, от питч-углового распределения и положения спутника относительно центра взрывной неустойчивости.

Тонкая структура инжекций изучена недостаточно для понимания процессов, приводящих к взрывной неустойчивости суббури, хотя некоторые успехи в этом направлении имеются. Так, Ohtani et al [1992] заметил, что перед началом взрывной фазы и диполизацией магнитного поля наблюдается вытягивание силовых линий в хвост магнитосферы, так же как на подготовительной фазе, только быстрее и резче. Они назвали этот эффект " взрывной подготовительной фазой" (Explosive Growth Phase). Позже было показано, что EGP наблюдается после начала глобальной взрывной фазы, но когда экспансия еще не дошла до точки наблюдения. Так что EGP следует относить к локальным эффектам подготовки повторных активизаций. В работах(Rasinkangas et al.,1994, lazutin et al., 1998), опиравшихся на измерения частиц и магнитного поля на спутнике СRRЕS, было показано, что такое вытягивание силовых линий вызывается появлением повышенного потока энергичных ионов с энергией в десятки и сотни кэВ.

Существующие теории суббурь во внутренней магнитосфере, на замкнутых квазидипольных силовых линий отводят энергичным ионам значительную, ведущую роль. В работах Lui et al., (1988, 1991) начало суббури связывается с разрывом направленного на вечер дрейфового тока, текущего вблизи плоскости экватора на ближней к Земле границе плазменного слоя. Носителем этого тока являются преимущественно энергичные ионы и их распределение и динамика определяют устойчивость или приближающуюся неустойчивость в данной области ночной магнитосферы. Баллонная неустойчивость и ее модификации (Samson et al., 1991, Roux et al., 1991 ) также критически зависит от интенсивности и геометрии потоков захваченных или квазизахваченных ионов плазменного слоя и радиационного пояса.
Плотность энергии ионов часто превышает плотность энергии магнитного поля, что создает благоприятные условия для развития неустойчивости.
Вместе с тем, в поведении потоков ионов во время возмущений еще много неясного. И в теоретических, и экспериментальных исследованиях рассматривается глобальное, крупномасштабное развитие субури. Вместе с тем, суббуревая экспансия складывается из отдельных, следующих одна за другой локализованных активизаций. Активность развивается быстро, значительные изменения происходят за несколько секунд. В принципе телевизионные записи полярных сияний позволяют подробно проследить развитие брейкапа, однако анализ записей показывает, что сценариев разгона активных сияний довольно много (Корнилова и др. 1990, Пудовкин и др. 1995). Напрашивается предположение о наличии важного агента, присутствие и динамику которого в картине полярного сияния мы не видим. Таким агентом скорей всего служат потоки энергичных ионов, возрастания которых, как будет показано ниже, наблюдаются раньше начала диполизации и ускорение которых происходит преимущественно в плоскости экватора и не видны в конусе потерь или вблизи конуса потерь на низковысотных спутниках.
Поэтому необходимо обращаться к измерениям в плоскости экватора, причем необходимо секундное временное разрешение. Следует заметить, что взрывная фаза начинается в ограниченной области, и вероятность того, что наш спутник находится именно в этой области, мала. Чаще всего спутник оказывается в зоне экспансии возмущения в одной из областей, задержанных по отношению к началу суббури. Правда, нет основания полагать, что повторные активизации на пути экспансии возмущения значительно отличаются от "главной" первоначальной активизации. По характеру последствий - ускорение частиц, диполизация магнитного поля (и вновь ускорение частиц) - они идентичны, поэтому разобраться в тонкой структуре того, как очередная активизация готовится и развивается - значит сделать шаг к пониманию механизма взрывной неустойчивости суббури и суббуревой экспансии в целом.

В этой работе мы рассматриваем детально временную структуру потоков ионов за несколько минут до и несколько минут после локального начала инжекции электронов и диполизации магнитного поля с упором на временные характеристики, энергетический спектр и питч-угловое распределение возрастания ионов.
Особенное внимание обращается на возрастания ионов с быстрым (несколько секунд) ростом интенсивности, которые меняют локальную структуру магнитного поля и возможно, являются первым триггирующим элементом взрывной активизации.

2. Измерения

В работе рассмотрены измерения энергичных частиц и магнитного поля в шести пролетах спутника CRRES в ночном секторе возмущенной авроральной магнитосферы. Практически по всем рассматриваемым суббурям уже были публикации с использованием наземных наблюдений и данных CRRES, что освобождает нас от необходимости проводить подробные описания суббуревой активности. Отличие нашего анализа заключается в том, что мы используем максимально возможное разрешение детекторов частиц, 1-2с. Данные по магнитному полю имеют период усреднения 2с.

В таблице 1 приведены энергетические пороги дифференциальных каналов детектора EPAS, используемых в данной работе.

E1	E2	E3	E4	E5	E6	E7	E8	E9	E10	E11	E12	E13	E14
21.5-31.5	31.5-40	40-49.5	49.5-59	59-69	69-81	81-94.5	94.5-112	112-129.5	129.5-151	151-177.5	177.5-208	208-242.5	242.5-285

P1	P2	P3	P4	P5	P	P7	P8	P9	P10	P11	P12
37-54	54-69	69-85	85-113	113-147	147-193	193-254	254-335	335-447	447-602	602-805	805-3200

2.1 Орбита 445, 24.01.1991

На рис. 1 представлены графики вариации Н-составляющей магнитного поля на нескольких магнитных станциях авроральной зоны. Можно выделить четыре интенсификации суббури, и, соответствено, отрицательные бухты: слабая в 1650-1655 UT,

Рис 1. Н - компонента магнитограмм нескольких наземных станций о время пролета спутника CRRES над северной авроральной зоной (орбита 445).

далее следуют одна за другой наиболее сильные бухты с началами в ~1702 UT и в ~ 1705 UT (их можно было бы считать двумя ступенями одного возмущения, однако по данным Диксона отчетливо видно что это две разные активизации). Четвертая бухта в наблюдается в 1709-1714UT .
На рис 2 приведены графики изменения потока частиц и Bz -компоненты магнитного поля, измеренные ИСЗ CRRES на этом этапе экспансии суббуревой активности. Пунктирными линиями отмечены моменты возрастания потока энергичных ионов, причем сразу обращает внимание

Рис 2 Вариации магнитного поля, потока электронов и ионов в нескольких энергетических каналах (см. таблицу 1), орбита 445, 24.01.1991. Регулярные колебания темпа счета с периодом 30с вызваны вращением спутника вокруг своей оси в периоды анизотропного питч-углового распределения частиц. Вертикальными пунктирными линиями отмечены моменты начал локальных активизаций.

совпадение с перечисленными выше интервалами нарастания магнитных бухт.
Рассмотрим вариации потоков ионов и сопровождающие явления более подробно.

Первое возрастание потоков ионов и локальный брейкап.

В 1654:10 UT наблюдается первый резкий всплеск электронов, сопровождаемый диполизацией магнитного поля. Это четкий индикатор начала локальной активизации, задержанного в данном случае на 5 минут по отношению к глобальному началу, которое по данным Maynard et al., (1996) имело место в 1649 UT. Отметим, что еще за 10-15 минут до локальной диполизации на фоне спада потока захваченных частиц начинается рост интенсивности ионов в 1-3 каналах (до 80 кэВ), свидетельствующий, возможно, о пересечении околоземной границы плазменного слоя или относящийся к эффекту подготовительной фазы.

После первого всплеска электронов не происходит необратимого изменения структуры магнитного поля - силовые линии вновь вытягиваются и поток электронов спадает до невозмущенного уровня. Но затем следует вторая активизация с большим эффектом ускорения электронов, после чего диполизация устанавливается. Третья активизация, вероятно, происходит в стороне от спутника, скачок магнитного поля более пологий и эффект в потоках частиц мал.
За 20 секунд до первой активизации резко растет интенсивность ионов с энергией от 54 до 400 кэВ (за исключением первого канала, Е = 37-54 кэВ). Всплеск ионов наблюдается на всех измеряемых в тот момент питч-углах от 40^o до 170^o.

Рис 3 Изменение дифферециального спектра захваченных ионов в трех эпизодах на орбите CRRES 445.

Начинается возрастание одновременно для всех энергий, небольшая задержка максимума интенсивности в младших каналах может быть объяснена разностью скоростей магнитного дрейфа от восточной границы области ускорения. Длительность всплеска составляет 2-3 минуты, он перекрывает и первую и вторую локальные активизации.
На рис. 3а приводятся энергетические спектры ионов перед возрастанием, через 5 секунд после начала роста и в коротком (10с) дополнительном жестком импульсе, наблюдавшемся через полминуты после начала всплеска. Максимально ускоряются ионы в диапазоне энергий 100-200 кэВ в основном всплеске и > 150 - 300 кэВ в коротком импульсе. Спектр имеет перегиб примерно на Е* = 75 кэВ.
Наконец, отметим, что на переднем фронте возрастание потока ионов вызывает дополнительное вытягивание силовых линий, т.н. эффект взрывной подготовительной фазы (Ohtani et al., 1996). Затем, примерно в максимуме потока, начинается диполизация.
После первого возрастания интенсивность ионов спадает, начиная со старших каналов (свежеускоренные частицы выносятся магнитным дрейфом); во всех каналах кроме первого фактически восстанавливается невозмущенный уровень интенсивности.

Второе и третье возрастание потоков ионов.

Следующее двухступенчатое возрастание потока ионов наблюдается в 1703:38 UT - в каналах 1-3 импульсно и плавно в старших каналах, и в 1705:40 UT только в 7-10 каналах (> 200 кэВ). Проекция спутника по силовым линиям в это время находится между Тикси и Диксоном, где в это время регистрируются две наиболее сильные интенсификации суббури, первая протяженная по долготе и вторая - в узком долготном секторе.

Рис 4 Второй и третий всплески потока ионов (нижний блок), изменения вертикальной компоненты магнитного поля и потока электронов в первом энергетическом канале спутника CRRES, орбита 445.

Подробное рассмотрение (рис 4) показывает, что после интенсификации в 1702 UT на спутнике повторяется сценарий начала активизации - за ростом потока ионов через 12с следует диполизация и возрастание потока электронов. Скачок Bz и амплитуда инжекции электронов невелики. Малый рост в потоках электронов ( всего вдвое в первом канале) вероятно каким-то образом связан с тем, что уровень потоков до этой активизации был высоким.

Интенсификация в 1705 UT была очень локализованной,- наземный всплеск в Н виден только на Диксоне. Спутник, находившийся на 200 восточнее, отреагировал последовавшим в 1705:50 UT всплеском энергичных ионов и спадом интенсивности в младших каналах. Локализация возмущения привела к тому, что четкого эффекта диполизации на CRRESе не наблюдается и в потоке энергичных электронов вместо возрастания замечается спад и изменение характера питч-углового распределения в старших каналах, от плоского к захваченному, что хорошо видно на рис 2.
Характер изменения энергетического спектра ионов в этом двуступенчатом возрастании иллюстрирует рис 3б. На первом этапе существенный рост потока частиц наблюдается в ограниченном диапазоне с максимальной относительной амплитудой роста на энергии 175 кэВ. Эту энергию можно назвать в некотором смысле критической Е*, т.к. в дальнейшем (на втором этапе) она оказалась некоторым разделом, выше которого потоки растут, а ниже - падают.

Четвертый всплеск потока ионов.

Последний всплеск ионов на этой орбите длительностью в ~25 сек наблюдается лишь в 8-10 каналах (Е >250 кэВ) в 1708:50 UT (рис 5). Он явно имеет отношение к последовавшему через 10 секунд резкому возрастанию напряженности магнитного поля (Вz компонента ) и росту потока электронов.

Рис 5 Третий всплеск энергичных ионов, орбита 445. На нижней панели приведены приемные питч-углы детектора ионов.

Видно, что фронт нарастания всплеска ионов очень крутой, 1с или меньше (интервал между соседними измерениями), и что ускоряются только частицы с питч-углами вблизи 90^o, если обратить внимание на провал в 1709:00 UT. В целом это эпизод транзиентного типа, мимо спутника проходит цуг волн, солитон, вызывающий мимолетную мини- суббурю или локализованную активизацию со всеми основными признаками - диполизацией магнитного поля и инжекцией энергичных электронов.
Энергетический спектр возрастания, показанный на рис 3в, относится ко второму типу - с возрастанием выше точки перегиба на Е*=220 кэВ. Таким образом, в ходе развития суббури критическая знергия в точке перегиба изменяется от 75 до 220 кэВ, отражая ускорение ионов с ростом магнитного поля в целом, т.е. в связи с крупномасштабной диполизацией.

2.2 Орбита 553, 10.03. 1991

На рис 6 показан еще один пример быстрого роста (2-3с) потоков ионов. Он регистрируется в разгаре суббури через тридцать минут после ее начала и через 10 минут после второй интенсификации, когда поток свежеускоренных электронов вблизи орбиты CRRES уже был в максимуме.

Рис 6 Всплеск ионов 10.03.1991г., орбита 553. Сверху вниз: изменение наклона силовой линии и вертикальной составляющей магнитного поля, интенсивность энергичных ионов в первых пяти каналах, вариации потока электронов в трех энергетических каналах (Е1, Е4, Е6).

Сразу следом за быстрым ростом потоков ионов в каналах от третьего до восьмого после максимума виден спад интенсивности в первых трех каналах, . Этот эффект наблюдается практически во всех рассмотренных случаях, поэтому на нем надо остановиться подробнее. Фактически детектор регистрирует две популяции ионов - захваченные частицы радиационного пояса, к которым в младших каналах добавляются ионы центрального плазменного слоя. У этих двух популяций разные радиальные профили - при удалении спутника от Земли поток захваченных ионов падает, тогда как после пересечения альвеновского слоя поток ионов плазменного слоя растет. Разные знаки радиального градиента приводят к тому, что при сжатии или растяжении силовых линий ночной магнитосферы вариации потоков ионов 20-50 кэВ и, скажем, 100-300 кэВ будут в противофазе. Этот эффект вероятно и ответственен за наблюдающиеся понижения потока ионов в младших каналах.

Следует только отметить, что в наших событиях это понижение наблюдается не одновременно с ростом энергичных частиц, как нам казалось раньше, а с некоторой задержкой. Например, в третьем канале наблюдается и возрастание, и спад последовательно. Таким образом спад интенсивности в низкоэнергичных каналах это очередной этап в развитии активизации.

Pиc 7 Изменение питч- углового распределения ионов в первом и пятом каналах, 10.03.91, орбита 553. Три вида значков соответствуют трем детекторам ионов.

Через 15 секунд после начала всплеска начинается диполизация магнитного поля. Длительность скачка магнитного поля невелика, около 20с, возрастания электронов, однако, не происходит, может быть из-за того, что потоки уже были достаточно большие или так сложилась геометрия области активизации.
На рис 7 приведена всплеска для двух энергетических каналов картина распределения ионов по питч-углам до начала возрастания и после максимума. Видно, что интенсивность частиц с питч-углами от 0? до 45? градусов меняется незначительно, основные изменения относятся к потоку частиц вблизи плоскости экватора. Захваченные ионы с энергией больше 80 кэВ ускоряются, тогда как у низкоэнергичных интенсивность уменьшается. Во втором канале (54-69 кэВ) тенденции уменьшения и роста уравновешиваются, темп счета практически не меняется.

2.3 Орбита 527, 27.02.1991

Умеренная изолированная суббуря с постепенным началом наблюдалась 27 февраля 1991. Бухтообразное возмущение начинается на магнитометре станции Симпсон в 1005 UT и в Тикси - в 1015UT, максимум наблюдался в 1030-1040 UT.

Рис 8 Орбита 527, 27.02.91. Плавный переход от подготовительной к активной фазе суббури и скачек локальной диполизации 1021:50 UT.

В течении 20 минут на спутнике CRRES наблюдается плавный рост потока электронов и ионов в низкоэнергичных каналах и медленный рост Bz (Рис 8). Повидимому до 1020 UT имеют место локальные активизиции типа псевдобрейкапов, не вызывающие экспансии суббури, но обеспечивающие постепенный, плавный рост потока частиц, в том числе и высыпающихся, и как следствие - рост электрождета.

Рис 9 Орбита 527, начало локальной активизации, максимальное временное разрешение.

Начало локальной активизации можно точно указать по резкому скачку диполизации Тс=1021:47 UT, одновременно начинается инжекция энергичных частиц.

После первой активизиции наблюдались еще одна или две, но центр возмущения ушел к западу от спутника, судя по дисперсии возрастания потоков электронов. Обратимся к рассмотрению тонкой структуры возрастания. На рис 9 приведены данные в интервале 20 секунд вблизи Тс. Поток частиц, как электронов так и ионов, растет на порядок за несколько секунд, поэтому чтобы проследить последовательность событий, надо использовать максимально возможное разрешение во времени.
Прежде всего отметим, что и тут всплеск энергичных ионов начинается раньше электронного. Из всех рассмотренных случаев здесь задержка минимальная, всего несколько секунд, но все же поток ионов уже достиг максимума в тот момент, когда рост электронов еще только начинается.
Что касается процесса спада низкоэнергичных ионов, ситуация неясная, он происходит или одновременно или с небольшой задержкой относительно роста потока энергичных ионов.

Отметим, что как и в предыдущих случаях наблюдается переход к захваченному питч-угловому распределению ионов в старших каналах, это распределение сохраняется и после того, как поток ионов спадает до невозмущенного уровня.

2.4 Орбита 497, 14-15. 02.1991

Рассмотрев несколько простых по структуре возмущений, обратимся к событию сложному, хотя и кратковременному.
Суббуря 14-15 февраля имела трехступенчатый характер - первая слабая бухта начинается в Тромсе, Кируне и Лейрвогуре около 2348 UT, затем следует еще несколько бухт, выделенных пунктирными вертикалями (рис 10).

Pис 10 Н-составляющие наземных магнитометров во время суббури 14-15.2.91

На спутнике мы видим с 2350 UT рост потока ионов но, судя по отсутствию возмущений в магнитном поле и потоке электронов, здесь еще продолжается локальная подготовительная фаза (рис 11). Диполизация магнитного поля и вторая суббуревая интенсификация начинаются в 2355 UT и продолжаются около 6 минут. Как обычно, наиболее резкий скачек Вz совпадает с инжекцией электронов в широком диапазоне энергий. Этот момент в 2359 UT связан с локальной активизацией суббури. Наблюдавшиеся до того два всплеска электронов регистрируются только в первом, низкоэнергичном канале - явление довольно редкое, если спутник не находится около внешней границы зоны квазизахвата и вероятно в данном случае связанное с особенностями пространственной структуры индукционного поля и, соответственно, области ускорения частиц.
Третья интенсификация в 0008 UT на сильно возмущенном фоне прослеживается как на наземных магнитограммах так и по измерениям энергичных электронов и магнитного поля на спутнике CRRES.

Рис 11 Орбита 497. Измерения энергичных электронов, ионов и электрического и магнитного полей во время суббури 14-15 марта 1991г. Вертикальными пунктирными линиями обозначены моменты всплесков ионов.

Усложненная, запутанная картина возмущения отражается в сильной изменчивости потока энергичных ионов, а возможно и определяется ею. На рис 11 мы выделили четыре возрастания энергичных ионов с крутым передним фронтом вертикальными пунктирными линиями. Каждое возрастание сопровождается вытягиванием в хвост силовых линий магнитного поля, уменьшением вертикальной компоненты. Этим данные всплески не отличаются от рассмотренных ранее. Вместе с тем для трех первых всплесков ионов не наблюдается быстрая (в пределах одной минуты) реакция в виде локальной диполизации и инжекции электронов.
Кроме того, в первых двух всплесках наблюдается дисперсия по энергиям (рисунок не приводится), ионы дрейфуют с востока.

Третье возрастание ионов привело к шестиминутному спаду потока электронов и возврату структуры магнитного поля к более вытянутой в хвост. Дрейфовой дисперсии здесь уже нет, спутник ближе к центру возрастания. Обратим внимание на две особенности. Во-первых, возрастание идет двумя скачками - сначала в средних, потом в высоких энергиях. Такая структура нам встречалась и раньше.
Вторая особенность этого возрастания - в переходе питч-углового распределения частиц от захваченного к плоскому в каналах с энергией меньше 200 кэВ (мы не видим конуса потерь, поэтому нельзя говорить об изотропном распределении). Обратим внимание, что питч-угловое распределение ионов 100-200 кэВ до третьего всплеска (2400-2401UT) и после четвертого (0010-0015UT) очень похожи, как будто спутник на время выскакивал за границу в какую-то другую область и затем возвращался обратно. Такой границей могла бы быть, например, проекция приполюсной границы авроральной выпуклости ( auroral bulge) или WTS. Еще по измерениям на спутнике GEOS-2 был сделан вывод, что к западу от границы выпуклости потоки энергичных протонов выше, чем внутри ее, тогда как потоки электронов больше внутри выпуклости (Roux et al., 1991, Козелова и др., 1994). Может быть и необычный временной ход электронов с низкоэнергичными всплесками можно объяснить близостью этой границы.

После достижения максимума в третьем всплеске интенсивность спадает, начиная со старших каналов (см. рис.11), что можно объяснить выносом за счет магнитного дрейфа . Если это так, и пятиминутная задержка ионов 150 кэВ по сравнению с 300 кэВ связана с разностью времени дрейфа от дальней границы области ускорения, тогда оценка дает внушительный азимутальный размер области в 350.
(Здесь, конечно, надо быть осторожным, т.к. явно много каких-то разных всплесков и какой спад от какого всплеска- неясно и неизбежна ошибка в оценке).

Обратим внимание на сопровождение ионных всплесков возбуждением электрического поля амплитудой до 15 мВ/м. Правда и возрастания электронов наблюдаются в тех же интервалах времени, так что далеко идущих выводов не сделаешь.

В последнем, четвертом возрастании ионов соблюдается полный сценарий активизации - за всплеском ионов через несколько секунд начинается рост Вz, сопровождаемый инжекцией электронов (рис 12).

Энергетический спектр всплеска представлен на рис 13. Вновь мы видим возрастание в ограниченном диапазоне энергий, который расширяется в область больших энергий.

Рис 12 Возрастание потока электронов и ионов и диполизация магнитного поля, четвертая интенсификации, 0008 UT, 15.02.91	Рис13 Характер изменения энергетического спектра ионов в четвертой интенсификации 15.02.91

Отметим важное свойство - спектр становится более плоским на некотором участке энергий. Обычно плато на функции распределения частиц появляется в области поглощения волн [Кролл, Трайвелпис, Основы физики плазмы, 1975]

2.5 Орбита 486, 10.02.91

Из измерения орбиты 486 мы хотим выделить одно событие - перед основным

Рис 14 Короткий всплеск и основное возрастание потока ионов 10.02.91 (орбита 486).

ионным всплеском обнаруживается кратковременный, 10с всплеск в энергетическом диапазоне выше 150 кэВ (рис 14). Провал интенсивность между коротким и основным всплеском не есть эффект питч-угловой модуляции, это следует из приведенных в нижней секции данных по ориентации трех ионных детекторов. Коме того, по разнице амплитуды всплеска в первом и третьем детекторах можно сказать,что короткий всплеск был в потоках протонов, гироцентры которых располагались в хвосте от ИСЗ, т.е. перемещение было к Земле.

2.6 Орбита 482, 8 .02.91

На рис 15, где приведены графики вариаций потоков частиц и магнитного поля 8 февраля 1991г., отметим два возрастания потоков ионов: в 2351 и 2359 UT, первый связанный с локальной активизацией и второй - без нее.
В первом событии вновь мы сталкиваемся с двуступенчатым возрастанием потока ионов - сначала в низкоэнергичных первых двух каналах (обусловленное вхождением в токовый слой), потом - в более энергичных.
За этим всплеском энергичных ионов следует спад интенсивности ионов в первом канале, задержка в данном случае видна отчетливо на рис 16.

Рис 15 Два всплеска потоков энергичных ионов 8-9.02.91 (орбита CRRES 482).	Рис 16 Всплеск ионов 8.02.91 с максимальным разрешением во времени. Косым крестиком, знаком плюс и треугольником обозначены измерения датчиками р1,р2 и р3 соответственно. Данные по магнитному полю имеют стандартное усреднение 2с.

Вновь мы видим, что ускорение испытывают только частицы с питч-углом 90^o. Позже подрастают и продольные потоки, но это уже может быть не эффект ускорения, а следствие диполизации: спутник оказывается на более глубоком уровне радиационного пояса, где и потоки повыше и питч-угловое распределение дальше от изотропного. Диполизация магнитного поля следует после начала всплеска ионов с задержкой около 7с.
На рис 16 разными значками приведены измерения трех ионных детекторов, имеющих разные углы зрения (нижний блок рисунка).
По различию в темпе счета детекторов, можно определить градиент потоков ускоряемых ионов: за 30 с доTdip максимум находится в хвост от ИСЗ. Временного разрешения детекторов спутника недостаточно для подробного исследования этого эффекта, пока мы можем только обозначить наличие резкой границы и быстрых пространственных сдвигов области ускорения энергичных ионов непосредственно в процессе нарастания интенсивности частиц.

На рис 17 приведены графики изменения энергетического спектра ионов отдельно для первого и третьего детекторов. Вновь мы видим начальное ускорение в ограниченном диапазоне энергий с последующим смещением в область более высоких энергий. Разница в измерениях первого и третьего детекторов отчетливо видна при сравнении характера изменения энергетического спектра ионов. Резкая граница области ускорения в первые секунды располагалась вблизи спутника и затем накрыла его.

Рис 17 Трансформация энергетического спектра ионов, измеренная первым и третьим детекторами.

Второе возрастание ионов в 2359 UT имеет характеристики, замеченные в нескольких предыдущих случаях - начальное ускорение наблюдается в ограниченном диапазоне энергий, а затем подключаются более энергичные частицы. Сначала преимущественно ускоряются захваченные ионы. Рост частиц с большими продольными скоростями задержан примерно на минуту. Во втором-четвертом энергетических каналах в максимуме возрастания виден переход от захваченного к плоскому питч-угловому распределению, для энергий выше 100 кэВ этот эффект отсутствует.

Спад интенсивности в первом канале сопровождает данное возрастание и имеет плавный характер.
Магнитное поле ведет себя как обычно при повышении потока ионов - Bz уменьшается, силовые линии вытягиваются в хвост, однако последующая диполизация довольно плавная и эффект в потоках электронов незначительный.

3. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

3.1. Краткая сводка результатов измерений

Итак, мы рассмотрели пятнадцать случаев возрастания потока энергичных ионов, критерием отбора которых служил крутой фронт нарастания интенсивности - <10с от начала до максимума возрастания.
Характеристики быстрых всплесков ионов суммируются в таблице 2.

В первом столбце дан номер орбиты и номер события на этой орбите. Во втором и третьем столбце знак + означает, что локальная диполизация и рост (инжекция) электронов четко идентифицируются. Третий столбец дает величину задержки начала диполизации от начала возрастания потока ионов. Видно, что по этому признаку события делятся на две группы - с задержкой меньше 15с и 80 - 120 с. Далее следуют примерная длительность всплеска ионов (она зависит от энергии, потому и примерная) и длительность задержки начала всплески энергичных ионов от начала предшествующего всплеска ионов меньших энергий, если таковой наблюдался. В двух колонках, характеризующих энергетический спектр ионных всплесков, приведен диапазон энергий возрастания и тип спектра: спектр типа 1 имеет ограниченный энергетический диапазон как сверху, так и снизу и максимальную амплитуду посередине. Для типа 2 есть четкий нижний предел, а верхний предел обычно определить не удается из-за низкой статистики.
Отметим, что во всех рассматриваемых случаях повышенные медленно меняющиеся потоки авроральных частиц уже присутствовали к моменту регистрации быстрых ионных всплесков.
Большинство случаев связано с локальной активизацией суббури, хотя есть и исключения, о которых мы скажем отдельно.

Типичная последовательность событий следующая:

	
1. Плавное возрастание потоков электронов и ионов в младших 
каналах (20-50 кэВ), 
                    
2. Быстрый всплеск энергичных ионов,
	
3. Следом или почти одновременно - спад потоков ионов в младших каналах (<50 кэВ) 
	
4. Диполизация магнитного поля и инжекция энергичных электронов.
	
5. Продолжение активизации, экспансия возущения.

Достаточно быстрая диполизация и сопровождающая её почти бездисперсионная инжекция электронов являются признаками локальной активизации. Менее быстрая диполизация и менее определённая инжекция частиц (или отсутствие одного из двух упомянутых здесь признаков ) могут свидетельствовать об удалённости ИСЗ от активной области. Как видно из таблицы, вспышки ионов длительностью в 25-250 с связаны с локальной активизацией суббури (тип 1, основной). Во время трёх вспышек длительностью 300-600 с проявления активизации не наблюдаются (тип 2). И наконец, три очень короткие вспышки длительностью < 15 с, стоящие в конце таблицы, также не сопровождаются проявлениями активизации по имеющимся в нашем распоряжении данным (тип 3). Вполне возможно, что эти три очень короткие вспышки являются предвестниками грядущей активизации и по своей природе являются связанными с последующей основной вспышкой ионов.

По величине задержки между началом всплеска ионов и диполизации основные события делятся приблизительно поровну на две группы - в первом задержка составляет 5-15с, во втором - одну-две минуты. Не ясно, достаточно ли этого различия, чтобы говорить о разной природе всплесков, по другим признакам они не различаются. И те, и другие имеют типичную длительность 2-3 минуты, причем закачиваются уже после начала локальной активизации.

Части всплесков предшествует возрастание, связанное с вхождением спутника в плазменный слой или как следствие общего роста активности в магнитосфере. Иногда перед основным всплеском интенсивности ионов большой энергии наблюдается импульсное возрастание менее энергичных частиц. В результате энергия частиц участвующих в возрастании последовательно увеличивается. (Напомним, что при возрастаниях с диперсией за счет дрейфового прихода ионов от источника, расположенного восточнее спутника, спектр частиц со временем смягчается).

По характеру энергетического спектра мы выделяем два типа событий - в первом диапазон энергий ограничен, и амплитуда возрастания падает как в области малых, так и больших энергий. Типичная энергия максимального возрастания- 150 кэВ, но в одном случае она возросла выше 300 кэВ. Обычно такой характер спектра наблюдается на фронте роста интенсивности. Во втором типе возрастание отмечаются преимущественно в старших каналах, на рис 13 хорошо видно, как постепенно "подтягиваются" более энергичные частицы. Второй тип часто следует за первым. Отнести событие определенно к первому или второму типу не всегда удается, так как чаще всего темп счета в старших каналах детектора мал и возрастание трудно отделить от фона. В принципе возможно,что о втором типе мы имеем дело не столько с ускорением, сколько с динамикой радиационного пояса. Но об этом чуть позже, сначала о питч-угловом распределении.

Питч-угловое распределение энергичных частиц на склоне радиационного пояса меняется от захваченного к плоскому, затем к распределению типа "бабочки" и, наконец, к изотропному вблизи фоновой границы захвата. В анализируемых случаях распределение оставалось либо захваченным, либо плоским. Полное питч-угловое распределение частиц на спутнике CRRES можно измерить только с большим усреднением, чем период вращения спутника, который составляет 30с, поэтому не всегда удается получить информацию о трансформации на стадии роста. Хотя наблюдался случай, когда плоское распределение, измеренное до всплеска, сохранялось и на вершине всплеска, повидимому показанный на рис 7 пример преимущественного ускорения частиц, обитающих вблизи плоскости экватора, является наиболее типичным. После того, как начальное ускорение захваченных частиц заканчивается, поток продольных ионов тоже растет и этот рост может вызываться диполизацией магнитного поля: спутник оказывается глубже, ближе к максимуму радиационного пояса. То есть рост продольных частиц, также как и рост интенсивности энергичных ионов второго типа может быть преимущественно эффектом перестройки локальной структуры магнитосферы, а не ускорения. Хотя, конечно, если есть dB/dt, значит есть и

Следует также отметить зависимость от энергии частиц - с уменьшением энергии распределение в максимуме переходит от захваченного к более плоскому.

Появление дополнительного потока ионов как правило вызывает уменьшение Bz компоненты магнитного поля и вытягивание силовых линий в хвост магнитосферы. Как было показано ранее ( Lazutin et al., 1998), перед началом активизации плотность энергии ионов сравнивается или превышает плотность энергии магнитного поля, что увеличивает локальную нестабильность. При этом именно всплеск энергичных

3.2 Потоки ионов и волны в магнитосфере

Прежде всего следует понять природу высокой изменчивости потоков, энергетического спектра и питч-углового распределения ионов в возмущенной магнитосфере (зоне квазизахвата). И попытаться ответить на вопрос - каков механизм ускорения триггерных вспышек ионов.
Нам представляется следующей сценарий как наиболее отвечающий описанным выше характеристикам. В конце подготовительной фазы и далее в первые минуты экспансии активности повышенный поток и неоднородное распределение частиц создает благоприятные условия для раскачки волн и фрагментации или образованию складок на дуге сияний. Резонансное взаимодействие с этими волнами или неоднородностями создает серию локальных всплесков интенсивности ионов (протонов) в узком диапазоне энергий - ту неоднородную картину вариаций энергичных ионов, которую мы видим часто. Некоторые из этих всплесков достаточно велики, чтобы изменить локальную структуру магнитного поля и запустить необратимый процесс развития суббуревой неустойчивости.

Во время магнитосферных суббурь и в частности в самом начале возмущения наблюдаются разные типы магнитных пульсаций на частотах близких к гирочастоте протонов. Прежде всего заслуживают внимания пульсации PiB или SIP (a short irregular pulsation).

Shepherd et al. (1980), изучая измерения частиц на ИСЗ GEOS 2 одновременно с интенсивностью полярных сияний, получили, что диполизация совпадает с кратковременным усилением Е поля до 15мВ/м и короткой вспышкой ULF в диапазоне SIP 0-1.5 Гц. Авторы делают вывод, что эти волны генерируются в экваториальной плоскости и что они связаны с индукционными полями.

Robert P., et al.,[1984] показали, что сильные случаи SIP, наблюдаемые в самом начале суббури, совпадают с резкой диполизацией магнитного поля на ИСЗ. Кроме того, очень интенсивные пики (spikes) в Е поле (3-25 мВ/м наблюдались на 10-20 с раньше, чем SIP. Авторы считают, что помимо проявлений электромагнитной турбулентности, случаи SIP могут содержать проявления магнитного поля, связанного с продольными токами, проходящими мимо ИСЗ с большой скоростью.
Случаи SIP на Земле сильно коррелируют с высыпаниями электронов (по фотометрам, риометрам и измерениям X лучей на баллонах). Пульсации IPDP имеют максимум частоты появления около 22 LT. Происхождение микропульсаций объясняют механизмом гирорезонансного взаимодействия между волнами и частицами. Для иррегулярных пульсаций типа SIP и AIP - это взаимодействие с электронами, а IPDPs - с протонами. (Gendrin (1970)) А. Roux (1985) изучал вариации потоков частиц и магнитного поля на геостационарном ИСЗ GEOS 2 одновременно с наземными наблюдениями полярных сияний во время суббури. Было получено, что WTS является ионосферным проявлением крупномасштабной неустойчивости на границе между вытянутыми в хвост силовыми линиями и более дипольными линиями. Градиент давления частиц и азимутально (на запад) дрейфующие энергичные ионы являются источником энергии для этой неустойчивости типа Rayleigh-Taylor. При этом формируется система продольных токов, которая 'каскадирует' к более малым масштабам.
Появление высокочастотной составляющей с квазипериодом 1с, который соответствовал примерно локальному ионному гиропериоду, совпало с прохождением WTS около проекции ИСЗ на ионосферу.

A. T. Y. Lui (1999) в интервала 2-3 минут около момента CD кроме низкочастотных флуктуаций с квазипериодами 30-45 с, выделили высокочастотную составляющую с квазипериодом 3-4 с, который соответствовал примерно удвоенной ионной гирочастоте, что объяснили развити
Развитие крупномасштабных изгибов, шир-течений и вихрей и связи этих неустойчивостей с градиентами давления исследовались I. Voronkov ey al.,(1997), Ohtani, Tamao, (1993) и в ряде других работ.

Таким образом предложенное выше объяснение всплесков и вариаций энергичных ионов в за счет взаимодействия с повышенной активностью волн и пространственных неоднородностей имеет достаточно убедительную экспериментальную и теоретическую поддержку.

3.3 Инжекция частиц и и сценарий взрывной неустойчивости суббури

Вспышки энергичных протонов и электронов в магнитосфере во время экспансии суббури регистрировались давно и многими авторами. McIlwain (1974) интерпретировал эти вспышки как одновременное "вбрасывание", инжекцию электронов и ионов в широком диапазоне энергий и определил положение границы инжекции в зависимости от уровня магнитной активности.
Вместе с тем подробный анализ показывает, что инжекции электронов и протонов отнюдь не одновременны, если улучшить временное разрешение. Некоторый естественный эффект запаздывания одного сорта частиц можно получить при статистическом анализе за счет разного направления дрейфа ионов и электронов.
Однако и при корректном учете эффектов дрейфа отмечалась разная анизотропия потоков протонов и электронов (Kirsch et al., 1977) , и для объяснения предполагалось существование очень локализованного индукционного поля. В работах Лазутин и др (1999, 2000, 2002) отмечалось опережающее появление всплесков ионов до начала роста электронов и диполизации магнитного поля. В работе [Kozelova et al., 2002] , было получено, что и вспышки электронов на CRRES, могут появляться до основной инжекции суббури, при этом они также коррелируют со вспышками В/t.

Если индукционное поле локализовано и его действие ограничено во времени, не следует ожидать однородной реакции частиц разного знака и энергии. Даже для ионов одной энергии эффект ускорения индукционным полем будет существенно зависеть от начальных координат и фазы циклотронного вращения.

В модели, предложенной Хейкилла и Пеллененом (Heikkila and Pellinen, 1977, . Pellinen and Heikkila, 1978,1984) , небольшое локальное ослабление потока дрейфуюших ионов будет поддерживаться и усиливаться из-за воздействия индукционного электрического поля . Возникающие при этом два вихря электрического поля приводят к появлению полей поляризации, имеющих продольную компоненту, необходимую для развития токового клина суббури.

Расчеты ускорения энергичных частиц, произведенные Хейкилла и Пеллененом для отрицательного меандра, который, по мнению авторов, является наиболее эффективным для ускорения частиц, подтверждают сложную пространственно и различную для электронов и протонов картину ускорения:
1). Вспышки протонов появляются, в основном, вне токовой петли к западу от неё. Некоторые протоны могут оставаться 'запертыми' внутри петли (зависит от исходного положения частицы).
2). Энергичные электроны появляются как на восточной, так и на западной сторонах петли.

В модели Хейкилла и Пелленена в качестве начального возмущения рассматривалось локальное ослабление тока. Начальное возмущение в виде локального усиления дрейфового тока также приведет к появлению двух вихрей индукционного поля, но в другой модификации, показанной на рис. 19. Индукционное поле направлено так, чтобы уменьшить рост тока. В результате возникает радиальный дрейф ионов от Земли в хвост, что усилит локальный рост тока, так как градиент плотности частиц радиационного пояса направлен к Земле.

Рис 18 Схема индукционного поля, возникающего вследствии локального ускорения энергичных ионов.

Вместе с тем на внутренней кромке плазменного слоя градиент плотности направлен от Земли, и можно ожидать падения интенсивности в низкоэнергичных каналах при радиальном дрейфе от Земли.
В отличии от схемы Хейкилла и Пелленена, здесь будет основным внутренний (но тоже отрицательный) меандр, и все доводы этих авторов относительно возникновения продольного поля и токового клина и ускорения энергичных частиц вполне применимы.

4. Выводы

Несмотря на значительное разнообразие в развитии индивидуальных переходов от подготовительной к взрывной фазе суббури, локальных активизаций, регистрируемых спутником, можно выделить следующую цепочку событий: резкий рост потока энергичных ионов, спад интенсивности ионов умеренных энергий, диполизация магнитного поля и рост интенсивности энергичных электронов. Эти события часто при анализе данных при недостаточном временном разрешении не разделялись в цепочку и полагались происходящими одновременно. Даже доступное нам разрешение в 1-2с зачастую оказывается недостаточным для выявления деталей процесса, так как начало ускорения ионов от момента начала диполизации иногда отделяет несколько секунд и как правило - не больше 15-20с.

В этой последовательности событий развития суббуревой неустойчивости начальную возможно и триггирующую роль играет быстрое, несколько секунд, ускорение энергичных ионов (протонов). Следующие характерные особенности динамики ионов можно выделить.
1. Разного вида вариации энергичных ионов в ограниченном диапазоне энергий являются распространенным явлением в возмущенной авроральной магнитосфере. Быстрые всплески являются особым классом этих вариаций, имеющим значимые последствия в развитии суббури.
2. Отсутствие дисперсии по энергиям свидетельствует о локальном ускорении частиц.
3. Фронт нарастания интенсивности ионов - от одной секунды до нескольких секунд.
4. Ускорение ионов на фронте нарастания происходит в ограниченном диапазоне энергий, средняя энергия - от 50 до 300 кэв. На втором этапе (после начала диполизации) поток частиц более высоких энергий подрастает, а менее энергичных - падает.
5. По длительности всплески делятся на две группы 10-15с и 100-200с. Первые не вызывают активизации. Вторые вызывают (триггируют) суббуревую неустойчивость с локальной диполизацией и ускорением энергичных электронов.
6. Спад интенсивности имеет дисперсию по энергиям - частицы больших энергий быстрее выносятся магнитным дрейфом. Дисперсия позволяет оценить азимутальный размер области ускорения - порядка 1-2^o (для r~ 6Re это порядка 700-1400 км).
7. Первоначально преимущественно ускоряются частицы с питч углами вблизи 90^o. Затем на изменение интенсивности и питч-углового распределения влияют динамические сдвиги, связаенные с диполизацией. Трансформация энергетического спектра во времени направлена на воз
8. Наблюдаемые эффекты можно объяснить цепочкой событий локальной взрывной неустойчивости: возбуждение волн - всплеск энергичных ионов -токовый меандр - разрыв тока и формирование токового клина суббури. Начальный этап этой цепочки может соответствовать баллонной или балонно-дрейфовой неустойчивости, последующий этап ближе к неустойчивости типа токового разрыва.
Благодарности Авторы благодарны А. Корту и Г. Зингеру, за доступ к данным спутника CRRES и плодотворные дискуссии.

ЛИТЕРАТУРА

     Исаев С.И., Пудовкин М.И., 
Полярные сияния и процессы в магнитосфере Земли, Л., Наука, 1972  

     Козелова Т.В., Лазутин Л.Л., Козелов Б.В. 
Диполизация и токи возмущения в магнитосфере по данным спутника CRRES // 
Геомагнетизм и аэрономия. Т. 39. № 1. С. 15-26. 1999.

     Корнилова Т.А.,  М.И. Пудовкин, Г.В. Старков, 
Тонкая структура сияний вблизи полярной границы авроральной выпуклости 
в активную фазу брейкапа , Г и А,30, 250-258, 1990

    Кролл, Трайвелпис, Основы физики плазмы, М., Наука, 1975

     Лазутин Л.Л. Рентгеновское излучение авроральных электронов и 
динамика магнитосферы, Л., Наука, 1979

     Лазутин Л.,  Структура авроральной магнитосферы и взрывные процессы магнитосферной суббури, 
в  "Физика околоземного космического пространства",   ПГИ КНЦ РАН, Апатиты, 145-194,  2000г.

     Мишин В.М., А.Д. Базаржапов  Введение в физику магнитосферы Земли: основные сведения, проблемы и 
некоторые результаты группы ТИМ ИСЗФ, 
Всесоюзная Байкальская школа, 2002, http://bsfp.iszf.irk.ru/bsfp2002/articles/

      Мишин В.М., Самсонов В.П., Попов Г.В., Сайфудиова Т.И. 
Три фазы магнитосферной суббури и зоны корпускулярных вторжений в ионосферу 
В кн. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, вып. 19, ч.2., 31-37, Иркутск, 1971

     Пудовкин М.И., Козелов В.П., Лазутин Л.Л., Трошичев О.А., Цветков В.Д., 
Физические основы прогнозирования магнитосферных возмущений, Наука, Л., 1977

     Пудовкин М.И., С.А. Зайцева, Т.А. Корнилова, Р.И. Пеллинен Динамика полярных сияний 
в области экваториальной кромки авроральной зоны, Геом. И Аерон., 35, 47-54, 1995

     Старков Г.В., Пудовкин М.И., Корнилова Т.А. Вариации вихревых полей во время 
активной фазы суббури.  Геомагнетизм и аэрономия.-1999.-Т.39.-№3.-с.47-50.

      Akasofu, S.-I. Polar and magnetospheric substorms, Dordrecht-Holland:D.Reidel, 1968.

      Baker D.N., Pulkkinen T.J., Angelopoulos V. et al. Neutral line model of substorms: past results 
and present view // J. Geophys. Res. 1996. V. 101. P. 12975.

       Barcus J.R., Balloon observations on the relationship of energetic electrons to visual aurora and auroral 
absorption, J.Geophys.Res.,70, 2135, 1965

      Elphinstone, R.D., J.S. Murphree, and L.L. Cogger. What is a global auroral substorm? 
Rev. Geophys. 34:169-232. 1996.

      Friedel, R.H.W., Korth, A., Reeves, G.D. and Belian, R. Origin of energetic particle injections at substorm onset 
as measured by the CRRES spececraft between 4 and 7 Re and Los Alamos geostationary satellites. 
Proc.of the Second Int.Con.on Subs. 2:571-576, 1994. 

     Heikkila, W.J. and Pellinen, R.J. Localized induced electric field within the magnetotail. 
J.Geophys.Res. 82, 1610, (1977). 

     Hones E.W., JR. Plasma flow in magnetotail and its implications for substorm theories //
 Dynamics of the magnetosphere / Akasofu (ed.),. V. 78. P. 545 - 562. 1978

      Korth, A., Kremser, G., Wilken, B., Guttler, W., Ullaiand, S.L. and Koga, R. Electron and proton wide-angle 
spectrometer (EPAS) on the CRRES spacecraft. J.Spacecraft 29:609-613, 1992. 

   Kozelova T.V., Lazutin L.L., Kozelov B.V., Energetic  particle bursts before the main substorm injection,
 Adv. Space  Res.-.- V.30, N 7. 1805-1808, 2002

   Kozelova T.V., B.V. Kozelov, L.L. Lazutin, Substorm large impulsive electric fields observed by CRRES, 
Substorm-5,St.Petersburg, Russia, 16 -20 May, 2000, p.146

     Lazutin L. L, R. Rasinkangas ,T. V. Kozelova, A. Korth, H.Singer, G. Reeves, W. Riedler, K. Torkar, and B.B.Gvozdevsky, 
Observations of Substorm Fine Structure, Ann. Geophysicae, 16, 775-786, (1998) 

     Lazutin L., Borovkov L.P., Kozelova T.V., Kornilov I.A., Tagirov V.R., A.Korth, J. Stadsnes, S.Ullaland, H. Singer 
Investigation of the conjugasy between auroral breakup and energetic electron injection.
J.Geophys. Res., 105, A8, 18495-18504,  2000 

    Lazutin L., A.Korth, T. Kozelova, Fast Bursts of High Energy Protons and Their Role in Triggering of the Substorm 
Onset Instability, Sixth International Conference on Substorms University of Washington, 
Seattle, Washington, USA March 25-29, 2002

    Lui, A. T. Y., R. E. Lopez, S. M. Krimigis, R. W. McEntire, L. J. Zanetti, and T.A. Potemra 
A case study of magnetotail current sheet disruption and diversion, Geophys. Res. Lett., 15, 721--724, (1988). 

   Lui, A. T. Y., R. E. Lopez, B. J. Anderson, K., Takahashi, L. J. Zanetti, R. W. McEntire, T. A. Potemra, D. M. Klumpar,
 E., M. Greene, and R. Strangeway, Current disruptions in the near-Earth neutral sheet region, 
J. Geophys. Res., 97, 1461--1480, (1992). 

    Lui A.T.Y., Chang C.-L., Mankofsky A., Wong H.-K., and Winske D. A cross-field current instability for substorm 
expantions. // J. Geophys. Res. V. 96. № A7. P. 11389-11701. 1991.

     Lui A.T.Y. Observed features in current disruption and their implications to existing theories
 // Space Plasmas: Coupling Between Small and Medium Processes. Geophysical Monograph 86. AGU. P. 149-162. 1995.

      Maynard, N.C., Burke, W.J., Basinska, E.M., et al. Dynamics of the inner magnetosphere near times of 
substorm onsets. J.Geophys.Res. 101, 7705-7736, (1996). 

       McIlwain C.E., Substorm injection boundaries, 
In: Magnetospheric physics, edited by McCormac, B.M. Dordrecht-Holland, D.Reidel Pub. Comp., 143-154, 1974

       Mishin V.M., Saifudinova T., Bazarzhapov A. et al. Two distinct substorm onsets // 
J. Geophys. Res. 2001. V. 106. A7. P. 13105 - 13118.

      Ohtani, S., Takahashi, K., Zanetti, L.J., Potemra, T.A., McEntire, R.W. and Iijima, T.
Initial signatures of magnetic field and energetic particle fluxes at tail reconfiguration: Explosive growth phase.  
J.Geophys.Res. 97:19311-19324, 1992. 

      Ohtani S. Earthward expansion of tail current disruption: dual-satellite study. // 
J. Geophys. Res. V. 103. № A4. P. 6815-6825. 1998.

       Pellinen, R.J. and Heikkila, W.J. Energization of charged particles to high energies by an induced substorm 
electric field within the magnetotail. J. Geophys.Res. 83, 1544-1550, (1978). 

       Pellinen, R.J. and Heikkila, W.J. Inductive electric fields in the magnetotail and their relation to auroral 
and substorm phenomena. Space Sci.Rev. 37, 1-61, (1984). 

       Perry, C.H. and et al., Statistical survey of dispersionless substrom injections observed by the 
CREES MICS ion spectrometer. Proc.of the Third Int.Con.on Subs. 3:567-572, 1996. 

     Robert P., Gendrin R., Perraut S., Roux A., and Pedersen A. GEOS-2 identification of rapadly moving current 
structures in the equatorial outer magnetosphere during substorm. JGR.. V.89. No. A2. . 819-840, 1984

      Rasinkangas R., Sergeev V., Kremser G., Ulich T., Singer H., and Korth A.  Current disruption signatures at 
substorm onset observed by CRRES. // International Conference on the Substorms - 2. 
Fairbanks. Alaska. March 7-11. 1994. P. 595-600.1994.

     Rostoker, G., Akasofu, S.-I., Foster, J.C., et al. Magnetospheric substorms-definition and signatures.
 J.Geophys.Res. 85:1663-1668, 1980. 

     Rostoker, G., S.-I. Akasofu, W. Baumjohann, Y. Kamide, and R.L. McPherron. The roles of direct input of energy 
from the solar wind and unloading of stored magnetotail energy in driving magnetospheric substorms.
 Space Sci. Rev. 46:93-111 ,1987.

     Roux, A., Perreault, P., Robert, P., et al. Plasma sheet instability related to the westward travelling surge.
 J.Geophys.Res. 96:17697-17707, 1991. 

     Samson, J.C., MacAulay, A.K., Rankin, R., Frycz, P., Voronkov, I. and Cogger, L.L. Substorm intensifications and 
resistive shear flow-ballooning instabilities in the near-Earth magnetotail. 
Third International Conference on Substorms (ICS-3),Versailles,France,12-17 May 1996,ESA SP-389. 3:399-404, 1996. 

     Singer H.J., Sullivan W.P., Anderson P., Mozer F., Harvey P., Wygant J., and McNeil W. Fluxgate magnetometer 
on the combined release and radiation effects satellite (CRRES).// J. of Spacecraft and Rockets. V.29. №4. P. 599-601. 1992.

       Winckler J.R., L. Peterson, R.L. Arnoldy, and R.A. Hoffman, X-rays from visible aurorae at Minneapolis, 
Phys. Rev., 110, 1221-1231, 1958

     Vampola A.K. and Korth A.,  Electron drift echoes in the inner magnetosphere, 
Geophys.Res.Lett., 19, 625, 1993 

       Voronkov I, R. Rankin, P. Frycz, V.T. Tikhonchuk, and J.C. Samson. Coupling of shear flow and pressure 
gradient instabilities, J. Geophys. Res. V. 102, No. A5, P. 9639 - 9650. 1997

updated - 26.05.2003