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 где psw - давление солнечного ветра в застойной точке. В правой части записана сумма магнитных полей магнитного диполя Земли, кольцевого тока, продольных токов зоны 1 и токов хвоста, соответственно; все поля экранируются токами на магнитопаузе. Поля последних трех токов схематически показаны на рис. 1.22. Дипольное поле с учетом экранировки равно (Mead, 1964) B f P = 2.4—р . rs Оценки показывают, что кольцевой ток почти не влияет на расстояние rs, слегка увеличивая его. В умеренно возмущенных условиях наибольший вклад в эрозию вносят продольные токи, во время бури - токи хвоста. Зависимость Dsf-вариации от параметров солнечного ветра Формула (1.55) связывает понижение магнитного поля в основном с величиной магнитного потока в хвосте магнитосферы. Магнитный поток в хвосте возрастает во время бури вследствие его переноса с дневной стороны на ночную из-за пересоединения геомагнитного поля с южной компонентой ММП (Dungey, 1961). Дифференцируя (1.55) по времени и учитывая (1.54) и (1.63), получаем dH__dBJ_ dDR к dF dt dt dt S dt ( 1 . 68 ) , 1 SBs +F ГДе 2 SBs +F I 3 " 0-69) коэффициент, меняющийся от 0.5 до 1.5 в зависимости от состояния магнитосферы и давления солнечного ветра. Изменение высокоширотного магнитного потока можно представить в следующем виде dF ,, F - F {0) XF где U - разность потенциалов между утренней и вечерней сторонами внутренней магнитосферы, т/г - время распада магнитного потока в хвосте магнитосферы; Р - магнитный поток в хвосте при U=0. Подставляя (1.70) в (1.68), получаем 58