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

2 nmv\ cos2ф= ' 2 • ( ^ ) Или, учитывая, что суммарное поле В должно быть касатель­ ным к поверхности магнитосферы, т. е. В = [ е я х В ] Х е я, I еяX В I = — (4т:птѵ2)'і*(епХ е ѵ), (14) где ея и еѵ — единичные векторы в направлении нормали к по­ верхности и скорости потока соответственно. Из равенства (13) следует, что в первом приближении (Ве= 0) в подсолнечной точке, где cos Ф= — 1 , / _ М | _ у/е 0 \4%птѵ%) > ' ' т. е. расстояние от Земли до вершины магнитосферы определяется тем же выражением, что и в случае модели Чепмена—Ферраро. Если выбрать величину г 0 в качестве единицы длины, а ин- МЕ тенсивность магнитного поля выражать в единицах — , то урав- гсі нение (14) приводится к безразмерному виду: IеяХ В01= • (емX e j , (16) откуда следует важный вывод, что форма поверхности магнито­ сферы не зависит от скорости солнечного ветра или плотности частиц в нем, и изменение параметров солнечного корпускуляр ­ ного потока приводит к изменению лишь масштаба картины. Зная величину г0, можно рассчитать форму поверхности маг­ нитосферы в первом приближении (рис. 4, кривая 1, [324]). Найдя форму магнитосферы в первом приближении и зная величину плотности токов 0’= -^ : В р), легко подсчитать поле В„ в любой точке поверхности: в*(г)=4 5 т ^ - в - (17) S Подставляя величину Вс в уравнение (13) и повторяя все упомянутые расчеты, можно получить форму поверхности маг­ нитосферы во втором приближении и так далее. Расчеты, выпол­ ненные в работе [324], показывают, что указанная процедура дает быстросходящиеся результаты, и практически можно огра­ ничиться четвертым приближением. Поверхность, полученная в этом приближении, также показана на рис. 4. Из рис. 4 видно, что поверхность, полученная всего лишь в первом приближении, Таким образом, равенство (10) принимает вид 14