Исаев С.И. Полярные сияния и процессы в магнитосфере Земли. Ленинград, 1972.

3. Главная фаза бури ■— период быстрого уменьшения Н. Д ли ­ тельность этого периода составляет в среднем 5 — 1 0 час., ампли­ туда — 50—100 у, во время сильных бурь — до 400 у. 4. Фаза восстановления, характеризующаяся медленным и по­ степенным (за 1 0 —50 час.) затуханием возмущения и возвращением интенсивности поля к нормальному уровню. Дальнейший анализ магнитных бурь, выполненный в основном в работах Чепмена и его сотрудников [1, 122, 123], показал, что D ^ -вариация не представляет собой единого физического явле­ ния и определяется развитием двух существенно различных про­ цессов. Увеличение Н в начальной фазе бури обусловливается полем токов, текущих вдоль поверхности магнитосферы Земли, тогда как понижение поля Н во время главной фазы и фазы вос­ становления объясняется развитием в магнитосфере кольцевых токов западного направления. В связи с этим / ^ - в а р и а ц и я , по предложению Чепмена, представляется в виде суммы возмущений двух типов: D S/-^DCF-{-DR, где DCF — поле поверхностных токов и DR — поле кольцевого тока. Поскольку Земля окружена непрерывным потоком солнечной плазмы, DCF - поле существует в течение всей бури и его вариации наблюдаются на поверхности Земли как синфазные пики [10]. Из приведенного на рис. 1 графика видно, что во время реаль­ ной бури на плавный и медленный ход / ) 8/-вариации наклады­ ваются значительно более быстрые и хаотические вариации, имеющие вид отдельных пиков продолжительностью от десятков минут до нескольких часов. Часть этих пиков, возможно, пред­ ставляет собой упомянутые выше синфазные пики. Однако боль­ шая часть возмущений объясняется токами, текущими (по край­ ней мере частично) в ионосфере Земли. Интенсивность этих воз­ мущений, как было показано в работах [173, 186], максимальна в высоких широтах (в зоне полярных сияний), в связи с чем они называются полярными бурями. Таким образом, поле магнитного возмущения складывается из трех независимых источников: D = DCF + DR + DP. (1) Поля D R и DP в свою очередь имеют «тонкую структуру», в связи с чем ряд (1) может быть продолжен. Но к этому мы вер­ немся в последующих разделах, при более детальном рассмотре­ нии соответствующих возмущений. § 2. ПОЛЕ DCF И ФОРМА ДНЕВНОЙ ПОВЕРХНОСТИ МАГНИТОСФЕРЫ Исследуя основные закономерности развития геомагнитных бурь и их связь с явлениями на Солнце, Чепмен пришел к выводу, что причиной возникновения бурь может быть сжатие геомагнит­ 8