ВВЕДЕНИЕВ магнитосфере существуют два семейства силовых линий: замкнутые, или закрытые, относятся к внутренней магнитосфере; разомкнутые, или открытые, — к внешней магнитосфере (области входного слоя на дневной границе и долям хвоста). Открытые силовые линии проецируются в околополюсную область ионосферы — полярную шапку. Через нее в ионосферу вдоль открытых силовых линий, пересоединенных с межпланетным магнитным полем (ММП), из солнечного ветра (СВ) передаются магнитный поток Ψ и поток электромагнитной энергии — поток вектора Пойнтинга S, модуль которого мы далее обозначаем через ε′, следуя работе [Мishin, 1990]. Накопление магнитной энергии во время магнитосферных бурь и суббурь в долях геомагнитного хвоста приводит к росту долей, площади полярной шапки и передаваемых через нее потоков Ψ и ε′, что сопровождаетcя взрывными процессами освобождения накопленной энергии, наблюдаемыми, например, в виде полярных сияний, усиления электрических полей и токов в полярной ионосфере. Площадь полярной шапки и связанный с ней трансполярный потенциал UPC при усилении СВ растут линейно с ростом южной компоненты BS ММП или динамического давления СВ Pd при слабом СВ. При его значительном усилении во время сильных бурь рост UPC замедляется, становится нелинейным т. е. ростом медленнее линейного закона. Затем он почти останавливается после достижения критических значений: 1) межпланетных полей (электрического EСВ и/или южной компоненты BS ММП) [Siscoe et al., 2002; Borovsky et al., 2009; Kan et al., 2010; Lyatsky et al., 2010; Wilder et al., 2011; Gao et al., 2013 и ссылки там], а также 2) динамического давления Pd, как это показано в [Karavaev et al., 2012a, b; Mishin et al., 2015, 2016]. Это явление замедления роста UPC и Ψ было названо в литературе насыщением, соответственно, потенциала полярной шапки [Siscoe et al., 2002] и ее площади [Merkin, Goodrich, 2007]. Далее мы будем называть насыщением магнитного потока полярной шапки замедление его линейного роста в зависимости от параметров СВ. При этом под полным насыщением Ψ мы будем понимать отсутствие его роста при усилении СВ. В работе [Mishin et al., 2015, 2016] отмечена возможная связь этого явления с конечной сжимаемостью магнитосферы, а именно с тем, что ее дневная граница редко наблюдается внутри геостационарной орбиты [Shue et al., 1997, 1998; Kuznetsov, Suvorova, 1998; Dmitriev et al., 2014]. Большая часть авторов рассматривает явление насыщения как замедление процессов переноса импульса и энергии через дневную магнитопаузу в зависимости от межпланетных полей EСВ или Bz. При этом часть авторов связывает насыщение с обратным влиянием ионосферы на процессы на магнитопаузе. Так, авторы работы [Siscoe et al., 2002] объясняют насыщение пересоединения там уменьшением магнитного поля из-за усиления продольных токов зоны 1, а авторы [Maltsev, Lyatsky, 1975; Kivelson, Ridley, 2008; Lyatsky et al., 2010] рассматривают насыщение переноса энергии через магнитопаузу МГД-волнами как результат увеличения проводимости ионосферы. Кроме того, явление насыщения может быть связано с кольцевым током и током в хвосте магнитосферы. В [Kalegaev et al., 2008] показано, что во время сильных бурь с Dst>150 нТл происходит насыщение тока хвоста магнитосферы и основной вклад в Dst-вариацию вносит кольцевой ток. Ясно, с другой стороны, что усиление кольцевого тока во время супербурь, наряду с ростом его теплового давления может уменьшать магнитное поле внутри магнитосферы [Suvorova et al., 2003]. Если оба этих эффекта не уравновешивают друг друга, их дисбаланс может изменить полное давление внутри магнитопаузы и повлиять на ее положение [Dmitriev et al., 2011]. Это обратное влияние кольцевого тока на положение магнитопаузы и, соответственно, параметры Ψ и UPC требует проведения специального исследования, которое, однако, в задачу данной работы не входит и может быть предметом нашей дальнейшей работы.