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

Глава 1. Магнитосферно-ионосферные связи Подставляя (1.64) и (1.65) в (1.66), получаем Л = 85° - arcsin' \( b s + d r - h ') 1/2 в е(\ +м rc / м Е) Ю1 [1 Ве ) Bs + 2 ( D R - H ) / 3 J (1.67) На рисунке 1.24 сплошными линиями показана зависимость Л от Н для трех значений DR: 0, 0.5 и Н. Принималась Ду=100 нТл, что соответствует давлению солнечного ветра ~4 нПа. Предполагалось, что M rc IM e ^DRI 1000. Прерывистой линией показана зависимость A (Dst), рассчитанная по эмпирической формуле (1.2). Предполагалось, что Dst=H. Это не совсем точно. Правильнее было бы принять Dst = Н - Н, Я ’ где Ня - магнитное возмущение в спокойных условиях. Из рисунка 1.8 можно оценить Hq « -20 нТл. Эта величина невелика по сравнению с интенсивностью средней бури. Рисунок 1.24 показывает, что наилучшее согласие с наблюдениями обеспечивают кривые DR= 0 (кольцевого тока нет) и DR=0.5H (кольцевой ток дает половину наблюдаемой депрессии). Если предположить, что кольцевой ток дает всю буревую депрессию ( DR=H ), сдвиг овала к экватору оказывается примерно в 4 раза меньше, чем наблюдается. На это обращалось внимание в работах (Siscoe, 1979; Schulz, 1997). Таким образом, хвостовые токи должны давать, как минимум, 50% вклада в Dst- индекс. 68 64 «1 шо то 60 и 56 52 - 48 -600 DR = Н -400 -200 Н, Dst (nT) Рис. 1.24 Зависимость широты экваториальной границы аврорального овала от интенсивности магнитной бури. Сплошные линии - расчет, штриховая линия - наблюдения 56