Геофизические явления в авроральной зоне: [сборник статей]. Ленинград, 1971.

При выводе выражения (3) учтено, что К ражение (3) в равенство ( 1 ), имеем ГО Равенство (4) представляет практический интерес в двух от­ ношениях. Прежде всего, по известному времени задержки втор­ жения солнечных частиц данной энергии в полярную шапку можно определить продольный коэффициент диффузии К ц, ко­ торый является характеристикой случайной компоненты магнит­ ного поля в шлейфе магнитосферы. С другой стороны, по данным прямых измерений случайной компоненты поля можно вычислить К л и найти время задержки т0. В настоящее время ни одна из этих величин неизвестна с достаточной степенью точности. Хотя из данных РСА следует, что в некоторых случаях время задержки т : 0 равно 3 час., однако неизвестна эффективная энергия частиц, ответственных за наблюдаемое поглощение в полярной шапке. Эта энергия будет зависеть как от первичного спектра, так и от зависимости функции ионообразования от энергии частиц. Можно приближенно оценить эффективную энергию, если считать, что случайная компонента магнитного поля в шлейфе магнитосферы не отличается существенно от случайной компоненты в меж­ планетной среде. Тогда в качестве К\\ можно взять значения параллельного коэффициента диффузии для межпланетной среды. Коэффициенты диффузии низкоэнергичных космических лучей были найдены Мак-Кракеном и др. [13] по наблюдениям солнеч­ ных протонов в интервале энергий 7 .5—45 Мэв на космических кораблях «Пионер- 6 » и «Пионер-7». Они определили коэффициенты диффузии по наблюдениям протонов в солнечном и антисолнечном направлениях. В первом случае коэффициенты диффузии являются средней характеристикой случайной компоненты поля между орбитой космического корабля и Солнцем, во втором — они являются характеристикой случайного поля за пределами орбиты космического корабля, на интересующих нас расстояниях порядка 1—2 астрономических единиц. Полученное авторами значение коэффициента диффузии и его зависимость от энергии можно представить в виде тах. Используя эти значения продольного коэффициента диффузии и полагая Н = І Ъ у и R m= 40 R 3 , мы оценили характерное время диффузии т 0 при вторжении солнечных космических лучей разной энергии в полярную шапку согласно равенству (4). Это время ока­ залось равным для частиц с энергией 30 Мэв около 2 час., 2 0Мэв —