Мальцев, Ю. П. Лекции по магнитосферно-ионосферной физике / Мальцев Ю. П. ; под ред. В. Г. Пивоварова ; Рос. акад. наук, Кол. науч. центр, Поляр. геофиз. ин-т. – Апатиты : КНЦ РАН, 1995.

южной компоненты ММП и спустя 5 ч после усиления динамического давле ния солнечного ветра (R u fe n a c h e t a l., 1 9 8 9 ) . Для возникновения эрозии необходимо, чтобы в дневной магнитосфере по явилось дополнительное магнитное поле, направленное на юг. Имеется два ис точника такого ноля. Первый, наиболее сильный, это токи хвоста магнитосферы. Средний радиус сердцевины магнитосферы Р т о с учетом этих токов описы вается уравнением ( 1 .7 4 ) . Напомним, что Pgw - это давление плазмы сол нечного ветра в точке застоя, Р - магнитный поток вне сердцевины, т.е. в хвосте, Mg, -» магнитный момент Земли, - магнитный момент кольцевого тока. Расстояние до подсолнечной точки на магнитопаузе р^ да ется формулой ( 1 .7 3 ) , где координата центра сердцевины 5р - величина, во время бури не вполне известная. Можно, однако, считать, что 8р « рто’ Иэ ( 1 .7 4 ) видно, что усиление кольцевого тока удаляет магнитопаузу от Земли. Усиление магнитного потока в хвосте Р приближает магнитопаузу. В табл.1 .3 приведены расстояния до подсолнечной точки, рассчитанные для раз личных значений давления солнечного ветра, магнитного потока в хвосте и мо мента кольцевого тока. Для приближенных оценок мы можем продифференциро вать ( 1 .7 4 ) и ( 4 .5 ) , считая, что р т о меняется только за счет изменения Р , а остальные параметры (Р _ ,ЛГ, DR и Мп _ ) не меняются. В резуль- Svv К О тате - J L z ° . I — Ж -------------------- , н . 13) Р т о З В т + 2DR - 2Н Принимая для спокойных условий 2 }DR - Н | < < 3 В т , В т = 6 0 нТл, по лучаем, что магнитопауза приближается с 11 на 1 0 R _ при D s t = - 2 7 нТл. Другой источник эрозии - это продольные токи зоны 1 ( M a lts e v , L y a tsk y , 1 9 7 5 ; Ляцкий, 1 9 7 8 ) . Для того, чтобы подвинуть магнитопаузу с 11 на 10 Rjj., о н и должны усилиться на 3 .5 млн А, что представляет со бой довольно большую величину. Таким образом, продольные токи слабее влия ют на эрозию, чем токи хвоста. Характерное время нарастания токов зоны 1 после поворота ММП к югу составляет ^ <*=- 2 0 мин (Ляцкий, 1 9 7 8 ) . Ха рактерное время нарастания токов в хвосте составляет, вероятно, 7 - 1 1 ч (см. раздел 4 .2 .1 ) , что согласуется с характерным временем эрозии (R u fe— n a c h e t a l., 1 9 8 9 ) . Усиление токов хвоста сопровождается уменьшением размеров сердцевины. Степень ее долготной асимметрии Sp / р mQ при этом, скорее всего, не меняется. Усиление продольных токов зоны 1 приводит к тому, что сердцевина сдвигается от Солнца, так как эти продольные токи ослабляют магнитное поле на дневной стороне магнитосферы и усиливают на ночной. Таким образом, уси- 1 0 1