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.

1982 ; Алексеев и др., 1992 ; T s y g a n e n k o , 1989а ; Hilmer, Voight, 1 9 9 1 ) этот ток подбирается таким, чтобы наилучшим образом удовлетворить магнитным измерениям. Данный подход представляется не слиш ком удачным. Ведь никто не подбирает токов на магнитопаузе, чтобы обеспе чить экранировку поля внутренних источников. Вместо этого пользуются соот ветствующим граничным условием, обычно условием равенства нулю нормальной компоненты магнитного поля. Точно так же целесообразнее было бы задать нор мальную компоненту магнитного попя на токовом слоё хвоста, воспользовав шись экспериментальными измерениями магнитного попя или косвенными данны ми, такими как, например, на рис. 1 .7 и 1.8. Модель сердцевины магнитосферы можно построить, не задаваясь конкрет ной величиной и распределением токов хвоста, а используя лишь магнитный поток в хвосте и степень долготной асимметрии магнитосферы. Кольцевой ток учитывать пока не будем. Зададим скалярный магнитный потенциал в сердцевине в виде ( 1 .3 4 ) , только коэффициенты &BZ0 и у с учетом хвостовых токов становятся иными, чем следует из формул ( 1 .3 5 ) и ( 1 .3 6 ) . Если бы сердце- вина была азимутально симметричной, мы имели бы | ” = О, а величина &В20 определялась бы выражением ( 1 .2 8 ) . Уравнение для экваториального расстояния |Эт до границы сердцевины можно получить из ( 1 .1 4 ) и ( 1 .3 4 ) где Л - долгота, отсчитываемая от полудня; Вт - магнитное поле в подсол нечной точке. Модель сердцевины в экваториальной плоскости схематически по казана на рис. 1 .14 . ( 1 .3 8 ) Представим в виде ( 1 .3 9 ) Л ч Рис.1 .1 4 . Модель сердцевины мап нитосферы в экваториальной плоскости вины; где - среднее расстояние до сердце- амплитуда отклонения от \ \ \ 27