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 Я =Л/ 2 Ц 0 (Psw -Pm )-— ■ (1-52) В несколько более усложненной модели (Arykov, Maltsev, 1996) предполагалось, что кольцевой ток расположен на близком к Земле расстоянии ряс « Pi- В этом случае на расстояниях р Rc < р <рЛможно применить формулу (1.43), где в качестве М принимается сумма магнитных моментов Земли и кольцевого тока, а в качестве В ? (0) - поле токов, текущих в хвосте и на магнитопаузе. Возмущение на Земле в низких широтах вместо (1.51) примет вид Н = | В Т (0) + DR, (1.53) где DR = ЗбгЛС(0)/2 - поле кольцевого тока. Условие баланса давлений вместо (1.50) приобретет вид Bs = ./ 2 А>Л» ■ (1-54) Подставляя (1.49) и (1.54) в (1.53), получаем Н= j l ^ +D R - ^ . (1.55) Для удобства численных оценок формулу (1.55) можно переписать в виде н Л в , +О Я -Ъ- В * \ (1.56) где в ? - дипольное магнитное поле на расстоянии p=ps- Это поле создается дипольными моментами Земли и кольцевого тока; Еще более сложная модель рассматривалась в работе Мальцева и др. (Maltsev et al., 1996), где учитывалась долготная асимметрия внутренней магнитосферы. Кольцевой ток считался аксиально симметричным. Его плотность зависела от координат р и z так же, как в модели Цыганенко RC (Tsyganenko, 1989). Эйлеров потенциал а , связанный с кольцевым током, можно записать следующим образом: