Арыков, А А. Токовые системы геомагнитной бури : монография / А. А. Арыков ; Рос. акад. наук, Кол. науч. центр, Поляр. геофиз. ин-т. - Апатиты, 1999. - 74 с. : ил.; 26 см.

Н = т/ 8лрі№+D R - Fmll/2S. Согласно Спрейтейру (Spreiter, 1966), p sw « 0 .88р^", где p^" = (m pn p + m Hen He) •VS2W - динамическое давление солнечного ветра, шр и mHe - масса протонов и ионов гелия, пр и пНе - их плотность. Скорость солнечного ветра составляла 1200 км/с, плотность была неизвестна. Если, вслед за Гамильтоном и др. (Hamilton et al., 1988), взять ее пр+пне-пінЕ/пір= 10 см~\ то -у/ 87tpsw =251 нТл. С учетом индукционных токов в Земле DR = -1.5 175 = -262 нТл. Высокоширотный магнитный поток оценим по формуле: F0Ut=2Be7tR£ sin20, (4.65) где Ве = 31000 нТл - магнитное поле на экваторе Земли; Ѳ - усредненная по долготам кошитора экваториальной границы аврорального овала. Полагая для простоты поле во внутренней части магнитосферы дипольным, для случая rm=5.2REполучим F0U,/2S = -220 нТл. Таким образом, используя формулу (3.1): H = / 8 ^ + D R -F „ /2 S , получим полный эффект от всех этих источников: Н = -231 нТл, что достаточно близко к наблюдавшемуся значению Dst = -257 нТл. Еще одной интересной особенностью бури 8-9 февраля 1986 г. было то, что магнитное поле в подсолнечной точке равнялось Вт=^ /8яр5№=251 нТл, что несколько меньше суммарного дипольного поля Bd=260 нТл, создаваемого на расстоянии 5.2Re земным диполем (~220 нТл) и диполем кольцевого тока (-40 нТл). В моделях, не учитывающих токов хвоста (Mead, 1964, Tsyganenko, 1989b), должно было бы быть Bm=2.4Bd. 4.6. Моделирование наземного геомагнитного эффекта бури Рассмотрим отклик магнитосферы на поворот Вг-компоненты межпланетного магнитного поля к югу, используя для этого уравнения, полученные в §4.5.3. Для этого изменение Bz от времени зададим в виде прямоугольного импульса длительностью tj. Будем считать, что до момента времени t=0 вертикальная компонента остается равной нулю. При t>0, т.е. с момента прихода импульса, она равна постоянной величине Bz=const до момента времени t=tj, после чего опять становится равной нулю (рис.4.3а). Скорость солнечного ветра V будем считать постоянной. Тогда, согласно (4.52), разность потенциалов между утренней и вечерней сторонами магнитопаузы U также будет иметь форму прямоугольного импульса (рис.4.3б): в момент времени t=0 разность потенциалов скачком изменяется от Ui до U 2 , в момент t=tj, 60