Успенский, М. В. Полярные сияния и рассеяние радиоволн / Успенский М. В., Старков Г. В. ; ред.: Л. С. Евлашин ; Акад. наук СССР, Кол. фил. им. С. М. Кирова, Поляр. геофиз. ин-т. – Ленинград : Наука, 1987.

сфера». Таки е з амкнутые обла с ти д о лжны име ть все космические т ела , о б л а д ающи е собс твенным ма гнитным полем. Подобные м а г нитосферы обн а р ужены в н а с т о яще е время у большин с тва плане т солнечной системы. Впервые воздействие потока пл а змы на магнитное поле Земли было ра с смотрено Чепменом и Фе р р а р о [258], которые ра ссчитали основные ха ра кт е рные черты дневной магнитосферы. В д а л ь н е й шем их ре з ул ьт а ты были суще с твенно уточнены и откорректи рованы на основе бог а то го эксперимент ального ма т ериала , полученного с помощью спутников. Подробную информацию о современном сос тоянии этого вопрос а можно найти в моно гр а фия х [2, 129]. З а счет динамиче ско го д ав л е ния пл а змы на силовые линии г еома гнитного поля ма гни то сфе ра на дневной стороне сжима е т с я до тех пор, пока энергия д ав ле ни я пла змы не уравнове сит ся энергией ма гнитного поля. На границе р а зд ел а возникают э к р а нирующие токи, которые не поз воляют магнитному полю Земли проникнуть в солнечный ветер, т. е. ма гнитное поле этих токов н а пра вл е но т аким обр а зом , что со стороны Земли оно с к л а ды ва е т ся с дипольным полем, а с нар ужно й — вычита е тся из последнего. Сж а т и е дневной ма гнитосферы про должа е т ся до тех пор, пока в солнечном ветре не произойдет полн ая нейтрализ а ция ма гнитного поля з а счет поверхнос тных токов. З а этой поверх ностью р а з д е л а со с тороны Земли значение магнитного поля удв аива е т ся . Да в л е н и е солнечного ве тра можн о оценить исходя из того, что для частиц, о т р аж е нных от гр аницы ра зд ела , изменение импульса равно 2 m v cos х, где х — Угол межд у нормалью к границе и вектором скорос ти, т — ма с с а час тицы, a v — ее скорость. Число частиц, п а д ающи х на поверхнос ть ра зд ел а , равно nv cos % (п — плотность ч а с т иц в см3). От сюда получаем, что д ав ле ни е Р равно изменению импуль с а час тиц , п а д ающи х на единицу поверхности ра зд ел а , т. е. Это давление у р а в н о в еши в а е т с я энергией ма гнитного поля В 2/ 8л. В экв а т ори ал ьн ой плоскос ти в подсолнечной точке c o s x = l и динамич е ское д ав ле ни е р а вно 2 n m v 2. З а счет поверхностных токов на границе р а з д е л а ма г ни т на я компонент а удваива е т ся . Следова т ельно , мы имеем где М 3 — ма гнитный момент з емного диполя , а го -1— ра сс тояние от подсолнечной точки до центра Земли . И з (1.2) получа ем Р = 2 n m v 2 c o s2x- ( 1 . 1 ) ( 1 . 2 ) 9