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

Как сказано в §1.1.6, токи хвоста дают преобладающий вклад в поле внешних источников в магнитосфере. К настоящему времени предложены три метода для расчета наземного эффекта этих токов. Первый метод - с помощью теоремы вириала, позволяющей найти поле всех магнитосферных токов (Siscoe, 1970) В ? (0) = -(Но / 4я)(2 К + К т - j p outrndS) / М , (1-42) где К - полная энергия всех заряженных частиц в магнитосфере; Кт - магнитная энергия всех магнитосферных токов; М - дипольный магнитный момент Земли; р ои, - тепловое давление плазмы солнечного ветра; г - радиальное расстояние; п - единичный вектор нормали к магнитопаузе; dS - элемент поверхности магнитопаузы, интегрирование производится вдоль всей магнитопаузы. Выражение (1.42) трудно применять к реальной магнитосфере из-за большой длины хвоста. При неограниченном удлинении хвоста второе и третье слагаемые в правой части (1.42) стремятся к бесконечности. Второй метод - это задание правдоподобного распределения электрических токов в хвосте, после чего наземное магнитное возмущение рассчитывается по закону Био-Савара-Лапласа (Olson, Pfitzer, 1974; Tsyganenko, 1989,1995; Hilmer, Voigt, 1995). При этом нет никакой гарантии, что используемая модель токов и в самом деле близка к реальной. В перечисленных работах предполагается, что изменчива лишь величина хвостовых токов, а геометрия остается постоянной. При этом величина считается независящей от Д^-индекса. Между тем, как показано в §1.1.6, и величина, и геометрия тока зависят от Dst. С усилением бури возрастает ток в основном в ближней части хвоста. Третий метод применен в работах (Мальцев, 1991; Алексеев и др. 1992; Arykov, Maltsev, 1996; Maltsev et al, 1996; Alexeev et al., 1996), где показано, что наземный эффект токов хвоста можно рассчитать, если известен высокоширотный поток, проходящий через полярную шапку и авроральный овал. Размеры овала нетрудно установить из наземных или спутниковых данных. Для расчетов с помощью данного метода воспользуемся упрощенной моделью магнитосферы, показанной схематически на рис. 1.23. Здесь S - площадь экваториального сечения внутренней магнитосферы, ограниченной контуром B=BS, где Bs - магнитное поле в подсолнечной точке; F - магнитный поток вне внутренней магнитосферы. Внутренняя магнитосфера примерно совпадает с областью стабильного захвата энергичных заряженных частиц. Напомним, что частицы с питч- углом 90° дрейфуют вдоль линии £=const. Кольцевой ток течет во внутренней магнитосфере. Высокоширотный магнитный поток F уходит Глава 1. Магнитосферно-ионосферные связи 50