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.

гае р - 2 nm V - давление ппазмы в подсолнечной точке; В е = 0 .3 1 Гс - дипольное поле на земном экваторе. Координаты пересечения магнитопаузы с осями у и 1 равны соответственно 1*2 = 1-3 и Lg = 1.1 L^. Расчет магнитного поля внутри границы, показанной на рис.1 .1 3 , произво дился в работе ( M e ad , 1 9 6 4 ) . Определены коэффициенты при 6 гармониках возмущения, создаваемого токами на границе. На расстояниях меньше, чем 0 .7 L^, наиболее существенны две первые гармоники. Скалярный магнитный потенциал при этом равен (ось X направлена к Солнцу, момент диполя парал лелен оси ъ ) REZ с * У - - В е ~ f r - 6BtoZ -у I г , (1 .3 4 ) где 6B zo = 0 . 2 5 / L j - ( 1 .3 5 ) однородная гармоника магнитного возмущения; = 0 .21 /L * - ( 1 .3 6 ) коэффициент при первой азимутально асимметричной гармонике. Модель с зеркально отражающей магнитопаузой, как оказалось, дает фор му магнитопаузы, близкую к наблюдаемой (см. раздел 1 .2 .3 ). Оанако она не способна объяснить наблюдаемую реакцию геомагнитного поля на внезапное изменение динамического давления солнечного ветра. Из ( 1 .3 5 ) и ( 1 .3 3 ) сле дует д (6 в 10 ) - 1 .6 Д\Гр , в то время как наблюдения дают Д (б Bz0 ) = 0 .9 Д\/р ( S i s c o e e t a l., 1 9 6 8 ) . В вакуумной (без плазменного слоя и кольцевого тока) модели ( T s y g a — n en k o , 1 9 8 9 b ) магнитосфера считалась эллипсоидом вращения с парамет рами L 2 = Ьд = 1 4 .3 6 6 L^. Однородная гармоника возмущения оказалась меньше, чем ( 1 .3 5 ), и равна 6BZ0 = 0 .1 9 5 /L 3f . (1 .3 7 ) Соответственно ближе к наблюдаемой и рассчитанная реакция на импульс дав ления солнечного ветра: Д (6 1 .2 Д \[р . Магнитное поле в подсол нечной точке в этой модели в 2 .4 3 раза больше дипольного. Примерно так и наблюдается в спокойное время (рис. 1 .7 ). Во время сильных бурь модели (M e a d , 1 964 ; T s y g a n e n k o ,1 9 8 © Ь ) становятся неприменимыми, так как наблюдаемое попе в подсолнечной точке (рис. 1 .8 ) оказывается почти в три раза меньше рассчитанного. Существенный вклад в магнитное попе вносит ток плазменного слоя. Поч ти во всех существующих на сегодняшний день моделях ( O ls o n , P fitz e r , 2 26