ВВЕДЕНИЕТеория баллонной неустойчивости подробно разработана для магнитных конфигураций, встречающихся в задачах ядерного синтеза [Coppi, 1977; Dewar, Glasser, 1983; Cheng, Chance, 1986; Cheremnykh, 2010]. В космических исследованиях теория баллонной неустойчивости используется для объяснения наблюдаемой динамики плазмы в магнитосферах планет. Так, в последние десятилетия набирает популярность гипотеза о том, что триггером начала магнитосферной бури может быть баллонная неустойчивость, развивающаяся в тонком плазменном слое магнитного хвоста [Miura, 2001; Cheng, 2004]. Особенностью этой неустойчивости является то, что она развивается на замкнутых силовых линиях магнитного поля, опирающихся на высокопроводящую ионосферу и вытянутых в магнитный хвост.Типична структура магнитного хвоста с образованием токового слоя, разделяющего его на две доли (например геомагнитный хвост). Взаимодействие магнитосферы с солнечным ветром приводит к магнитосферным суббурям, сопровождаемым глобальной перестройкой структуры магнитного поля [Kamide, Maltsev, 2007]. Наблюдения, проведенные в магнитосфере Земли, дают достаточные основания полагать, что эта перестройка начинается с пересоединения магнитного поля в ближней части токового слоя геомагнитного хвоста [Takahashi et al., 1987].В последние десятилетия было выполнено множество как теоретических [Miura et al., 1989; Ohtani et al., 1989; Hameiri et al., 1991; Liu, 1997], так и экспериментальных работ [Cheng and Lui, 1998; Zhu et al., 2009], в которых доказывается, что триггером такого пересоединения могут служить неустойчивые баллонные моды МГД-колебаний.Однако после рассмотрения всех этих работ складывается достаточно противоречивое представление о том, что из себя представляют баллонные моды. Общими требованиями, необходимыми для их существования, является наличие градиентов давления плазмы, магнитного поля и кривизны силовых линий магнитного поля. Анализ этих условий показывает, что для их реализации необходимо наличие тока в рассматриваемой плазменной конфигурации, точнее достаточно тонкого токового слоя, поскольку неустойчивость носит пороговый характер и для нее необходима достаточно большая кривизна силовых линий магнитного поля. В магнитосфере Земли такие условия реализуются в токовом слое геомагнитного хвоста. Таким образом, под баллонной неустойчивостью в данном случае следует понимать неустойчивость МГД-колебаний в присутствии токового слоя - токовую неустойчивость.Кроме того, для того чтобы колебания были неустойчивыми, они должны иметь существенное различие пространственных масштабов вдоль и поперек магнитных силовых линий. В режим токовой баллонной неустойчивости переходят колебания, у которых длина волны вдоль силовых линий много больше длины волны поперек магнитных оболочек и обе они много больше длины волны в направлении, поперечном силовым линиям, лежащим на магнитных оболочках [Liu, 1997; Mazur et al., 2012].В однородной плазме имеются три независимых моды МГД-колебаний - альфвеновские волны, быстрые (БМЗ) и медленные (ММЗ) магнитозвуковые волны. По поводу того, какие из этих мод становятся неустойчивыми при указанных выше условиях, в разных работах, посвященных баллонной неустойчивости, имеются разные представления. Во всех работах исключаются из рассмотрения БМЗ-волны, поскольку требования, накладываемые на структуру таких колебаний, исключают возможность их свободного распространения в рассматриваемых моделях магнитосферы. В части работ показано, что в режим баллонной неустойчивости при определенных условиях переходят альфвеновские колебания [Parnowski, 2007]. В других работах доказывается, что неустойчивыми становятся ММЗ-волны [Mazur et al., 2012]. Часто баллонные моды трактуются как связанные альфвеновские и ММЗ-колебания, распространяющиеся вдоль силовых линий магнитного поля [Ohtani et al., 1989; Liu, 1997], а их неустойчивость рассматривается как результат такого взаимодействия.____________________________________________________________________________________________* На английском языке статья опубликована в журнале "Plasma Physics and Controlled Fusion". 2013. V. 55. 085013. DOI: 10.1088/07413335/55/8/085013. На русском языке публикуется впервые по лицензии издательства IOPscience.