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

Представляется оправданным, прежде чем к ней приступить, попытаться построить магнитные силовые линии непосредственно из экспериментальных данных. Такую чисто эмпирическую модель можно использовать как для приближенного проектирования из ионосферы в магнитосферу, так и для сравнения с моделями, в которых поле представлено в виде набора аппроксимационных функций. В работе Фещенко и др., (1998) поле Вех1 из базы данных (Fairfield et al., 1994) усреднялось в кубических бинах размером 2 Re. Учитывалась симметрия утро-вечер и север-юг с пересчетом координат по формуле (1.11). Внешнее магнитное поле Bext внутри каждого бина считалось однородным. Оно складывалось с дипольным полем В",(, после чего определялась форма магнитной силовой линии, выходящей из Земли на заданной широте и долготе. Результат такого построения показан на рис. 1.15. Использовались все 68000 измерений магнитного поля, следовательно, данный рисунок можно рассматривать как относящийся к средним условиям. Средние параметры были такими: Dst =-16 нТл, Кр=2.2, АЕ= 192, Р ^ г 2.2 нПа, Д/ММЛ^О. Тем же методом была найдена конфигурация магнитных силовых линий в условиях бури. Для ее построения были отобраны данные, полученные при Dst < -50 нТл. Свойства этого подмассива, состоящего из 4640 измерений, описаны в нижней строке табл. 1.2. Магнитосфера в условиях бури показана на рис. 1.16. Главными отличиями от средних условий являются существенное понижение широты каспа, эрозия дневной магнитопаузы, вытягивание силовых линий на ночной стороне еще дальше в хвост. Для сравнения на рис. 1.17 приведены магнитные силовые линии, рассчитанные по модели (Tsyganenko, 1995) с последними модификациями (Tsyganenko, 1996). Линии рассчитаны для тех же условий, что и на рисунках 1.15 и 1.16. Видно, что в средних условиях обе модели дают примерно одинаковую картину магнитного поля. Иначе обстоит дело в условиях бури. Две модели дают сильно различающиеся конфигурации поля. При Dst = -74 нТл эмпирическая модель предсказывает широту проекции каспа 69°, в то время как другая модель (Tsyganenko, 1995) - 75°. Эмпирическая модель дает более близкую к наблюдениям широту каспа. Например, во время бури 24 ноября 1981 г. (Dst = -70 нТл) касп располагался на широте 70° (Мальков и Сергеев, 1991, Yahnm et al., 1994). Недостатком модели (Tsyganenko 1995) является то, что в ней от .Osf-индекса зависит лишь кольцевой ток В реальной магнитосфере, как видно из рисунков 1.7 и 1.12, при интенсификации бури растет главным образом хвостовой ток. Кольцевой ток практически не влияет на широту каспа, в то время как хвостовой ток влияет очень сильно. Глава 1. Магнитосферно-ионосферные связи 32