Физика околоземного космического пространства. Гл. 1 / Рос. акад. наук, Кол. науч. центр, Поляр. геофиз. ин-т. – Апатиты : [б. и.], 2000. – 216 с.

Физика околоземного космического пространства next next SB ~ ав ~ дВ ~ дВ ~ дВ . , Л 1Лч В ~ Bav + Dst + КР+~^E~Psw+Т~ ---- ZIMF+-r ~.——SinV|/ . (1.12) dDst дКр дРш dZ imf 3sin \\i Здесь BeaxJ - внешнее поле при средних условиях; Т - угол наклона земного диполя. Величины с тильдой означают нормализованные параметры Dst = Dst + 17 , КР = -3 , = ?™Г- 2- 2 z IMF =h M J L Z l . ( и з ) 25 1.3 1.9 3.7 Числитель каждой дроби является разностью между обычным параметром и его средним значением, знаменатель - дисперсия параметра. Давление солнечного ветра Psw выражается в нПа, вертикальная компонента ММП - в нТл; Dst, Psw и Z mf усреднены за 1 ч, Кр - за 3 ч. Частные производные в (1.12) представляют собой дифференциальные отклики на изменение соответствующего параметра на величину его дисперсии. При этом остальные параметры остаются неизменными. На рисунке 1.13 изображены линии внешнего поля в плоскости меридиана полдень-полночь в SM-координатной,системе. Показаны как среднее поле (сверху), так и производные дВ/дГ, где Г - соответствующий нормализованный параметр. Производные по Dst и Z/ mf даны с противоположным знаком, в этом случае они соответствуют повышенной геомагнитной активности. Рисунок 1.14 показывает контуры равного внешнего поля в экваториальной плоскости для тех же условий, что и на рис. 1.13. Видно, что D.sY-индекс оказывает наибольшее влияние на изменчивость магнитного поля в магнитосфере. Затем, в порядке убывания эффекта идуг Рт, Кр, Z mf - Конфигурация силовых линий суммарного магнитного поля Полное поле определяется формулой (1.8). В качестве В'"' можно принять дипольное поле. Поле Вех‘ задают обычно в виде некоторых функций, определенным образом зависящих от пространственных координат. Функции содержат несколько параметров, которые ищут подгонкой к экспериментальным данным. В моделях (Olson, Pfitzer, 1974; Tsyganenko, 1989; Hilmer, Voigt, 1995; Alexeev et al., 1996) поле Bext задавалось как сумма полей трех токов: тока на магнитопаузе, кольцевого тока и тока в хвосте. В другой модели (Tsyganenko, 1995) к ним добавлялся продольный ток. Геометрия токов задавалась достаточно жестко, а величина подгонялась под экспериментальные данные. В этом методе есть недостатки, так как геометрия токов может меняться (и действительно меняется) при изменении геофизической обстановки. Более гибкая модель, зависящая от полиномов четвертого порядка от 29