Физика межпланетного и околоземного пространства. Веселовский И.С - 110 стр.

усилением токов Чепмена-Ферраро на магнитопаузе и их
приближением к Земле. Эти токи производят положительную
вариацию      северо-южной     компоненты    магнитного    поля    в
магнитосфере, что проявляется в кратковременном положительном
скачке Dst на начальной фазе бури.
        Вслед за этим наступает главная фаза бури, в которой поле на
Земле, наоборот, испытывает значительное (~ 1%) ослабление. Это
определяется возникновением кольцевого тока вокруг Земли на
расстоянии нескольких земных радиусов. Носителями тока, как уже
сказано, служат энергичные ( ~100 кэВ) ионы, инжектируемые из
внешней магнитосферы и ускоряющиеся под действием переменных
электрических полей. Эти поля порождаются многочисленными и
часто следующими друг за другом сильными суббурями. Причиной
такого усиления «суббуревой активности» служат, по-видимому,
сильные вариации межпланетного поля, с появлением больших
всплесков отрицательной (южной) компоненты поля, следующие за
ударной волной. Другая важная причина депрессии поля в главной
фазе состоит, как теперь известно, в интенсификации токов
геомагнитного хвоста.
        В дальнейшем большая отрицательная компонента ММП
исчезает и сменяется положительной. Тогда резко ослабляются
процессы инжекции частиц в кольцевой ток, происходящие, по-
видимому, примерно так же, как во время отдельной суббури.
Начинают преобладать процессы потерь частиц из области кольцевого
тока и происходит постепенное восстановление спокойного уровня
геомагнитного поля.
        При анализе магнитной бури часто используется Dst* -индекс –
это тот же индекс Dst , но скорректированный на давление солнечного
ветра; он получается вычитанием из Dst эффекта токов на
магнитопаузе.
        Существующие динамические модели представляют магнитное
поле в околоземном космическом пространстве как суперпозицию
вкладов от крупномасштабных магнитосферных токовых систем. Как
модели Цыганенко (Т01, Т05), так и параболоидная модель А2000,
определяют    магнитосферное   магнитное   поле      суммой          его
составляющих, как сказано выше: H  H cf  H tail  H ring  H fac . В
каждый момент времени определенный набор параметров определяет
«мгновенное» состояние магнитосферы, а динамика магнитосферы
может быть представлена как последовательность таких состояний.
(Конечно, такое представление имеет ограничения со стороны малых
характерных времен. Здесь исключаются быстрые переходные
процессы. Там, где они существенны, нельзя описывать динамику как
                                  110