Физика межпланетного и околоземного пространства. Веселовский И.С - 76 стр.

                                       e e u 0 B      e2 e2
                              Ve                                  u0 ;
                                     1  e2 e2 B      1  e2 e2
                                                                                         ( 8.11 )
                                     i i u 0 B      i2 i2
                             Vi                                 u0 .
                                  1  i2 i2 B       1  i2 i2
Отсюда            видно,    что в нулевом приближении                          по   параметрам
 e e 
            1
                 , i i в динамо-области силовые линии магнитного поля
следуют (как уже давно известно) за электронами (второй член в
правой части (8.11) – холловский дрейф электронов), а ионы
неподвижны. В первом приближении появляется педерсеновская
составляющая скорости ионов в направлении электрического поля E
и электронов – в противоположном направлении. Холловская
составляющая электрического дрейфа ионов в направлении u 0
появляется лишь во втором порядке по i i . В педерсеновском
направлении нейтральный газ увлекается электронами и ионами в
разные стороны, в холловском – в одну и ту же сторону u 0 . Степень
увлечения, или скорость передачи импульса p каждой компонентой,
зависит от соотношения величин                           me / mi ,  e e , i i . Например,
                     pe 2 / pe1  pe 2 / i i pi1   me e / mi i 
                                                                     1/ 2
отношение                                                                   / i2 i2 может быть
меньше или больше единицы в зависимости от высоты внутри слоя.
При интегрировании по всей высоте слоя можно считать, что импульс
передается в основном в направлении u 0 .
        Рассмотренные системы уравнений удобны при изучении
связи процессов в средах с различными свойствами, пронизанных
единым магнитным полем, такими как ионосфера и магнитосфера
Земли (а также фотосфера, хромосфера и корона Солнца).

8.2. Плазма в динамике магнитосферы

       Рассмотренные      выше,   в    разд.  7,   циклотронные
электромагнитные неустойчивости имеют важнейшее значение в
динамике энергичных захваченных частиц в магнитосфере. Однако
сами эти энергичные частицы, образующие радиационные пояса,
играют все же не очень значительную, подчиненную роль в динамике
магнитосферы в целом. К такому заключению привело развитие всего
комплекса экспериментальных и теоретических исследований за
последние десятилетия. С энергетической точки зрения намного
важнее присутствие частиц, образующих горячую плазму во внешней
магнитосфере – электроны и протоны с энергиями порядка десятка

                                                  76