Физика авроральных явлений / Акад. наук СССР, Кол. фил. им. С. М. Кирова, Поляр. геофиз. ин-т. – Ленинград : Наука, 1988. – 264 с.

Следуя этой работе, рассмотрим простую модель квазивязкого взаимодействия. Пусть внутри пограничного слоя плазма, увлекаемая солнечным ветром, движется от Солнца со скоростью и . С этим движением связано электрическое поле E = - ^ = - C V c ) [ « B 1 , (1 .4 ) где - электрический потенциал; С — скорость света; В - маг­ нитное поле. Пусть скорость течения плазмы спадает от магнито­ паузы в глубь магнитосферы по линейному закону: "О - 7JD(1 - х / < А ) , (1 .5 ) где ж — координата поперек геомагнитного хвоста; cL — толщина пограничного слоя, равная ~ 0 .1 диаметра хвоста. На магнитопау­ зе (сс = 0 ) скорость плазмы "°о= U;E№CQS 01 ’ ( 1 , 6 ) где t>su> — скорость солнечного ветра; aZ - угол между магнито­ паузой и направлением от Солнца. Из ( 1 . 4 )—( 1 . 6 ) находим х = E d x - ± ( 1 / c ) [ x - x V ( 2 . < A ) ] & i > s^C0S=>£ . (1 .7 ) о Знак плюс относится к утренней стороне, минус — к вечерней. Используя известные модели магнитосферы [ 3 8 , 27, 5 0 ] , распре­ деление потенциала в пограничном слое (1 .7 ) можно спроектиро­ вать вдоль магнитных силовых линий в ионосферу. Полученная та­ ким образом картина конвекции на уровне ионосферы качественно одинакова для всех трех моделей магнитосферы и схематично изо­ бражена на рис. 1 . 2 , где сплошной и штриховой окружностями по­ казаны границы области струйного течения. Поскольку на магнито­ паузе ^9=0, конвекция не может замыкаться через, полярную шап­ ку, а замыкается через более низкие широты. Существование струй­ ного течения с необходимостью приводит к возникновению продоль­ ных токов противоположных направлений на границах струйного те­ чения. На рисунке эти токи показаны кружками со знаком „плюс" для втекающих в ионосферу токов, со знаком „минус" - для выте­ кающих. Продольные токи на внешней границе струйного течения не отличаются от продольных токов зоны I . Продольные токи на внутренней границе могут быть отождествлены с токами зоны III. Таким образом, квазивязкое взаимодействие в реальной модели магнитосферы не создает антисолнечной конвекции в полярной шап­ ке. Более того, внутри полярной шапки можно ожидать возникнове­ ния конвекции по направлению к Солнцу. Это легко увидеть, если мысленно распрямить доли хвоста и направить их параллельно оси диполя. На краях долей хвоста возникнет антисолнечная конвекция за счет квазивязкого взаимодействия, а внутри — возвратная кон­ векция к Солнцу. Если снова придать долям хвоста нормальное по- 8