Активные явления на солнце

По материалам электронного учебника "Космические исследования и взаимодействия космической среды с системами и материалами космических аппаратов"

С олнечная вспышка - это мощное проявления солнечной активности, вызванное возникновением неустойчивой конфигурации магнитного поля в активной области на Солнце. Вспышки наблюдаются в виде внезапного увеличения яркости солнечной хромосферы, при мощных событиях - и фотосферы. Вспышка длится от нескольких минут до десятков минут и сопровождается выделением энергии до 1025-1026 Дж в виде коронального выброса массы и потока космических лучей, электромагнитного излучения во всех диапазонах от ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения до метровых радиоволн. Не каждая вспышка, произошедшая на Солнце, влияет на состояние ОКП, то есть является геоэффективной. Геоэффективность вспышечных явлений, в основном, определяется мощностью (интенсивностью) и локализацией на диске Солнца. Естественно, что чем мощнее вспышка, тем более сильное влияние она может оказать на ОКП, при условии, что образовавшиеся в ней частицы достигнут орбиты Земли. Согласно последним исследованиям, максимальную геоэффективность имеют вспышки рентгеновского класса выше М5, произошедшие на западной половине солнечного диска. Корональные выбросы массы (КВМ)

В 90-е гг. 20 века стало ясно, что важным источником геоэффективных возмущений являются не только солнечные вспышки, но также и гигантские выбросы вещества из короны Солнца, так называемые корональные выбросы массы (КВМ). Схематично КВМ выглядит как оторвавшаяся от Солнца замкнутая петля магнитного поля, несущая в себе сгусток коронального вещества. Эруптивные протуберанцы (ЭП) - это крупные образования в атмосфере Солнца, отличающиеся от окружающего их вещества повышенной плотностью и пониженной температурой; наиболее заметный тип проявления активности в солнечной короне. Вопрос о степени влиянии протуберанцев на космическую погоду (прямого или косвенного, как одна из возможных причин возникновения (КВМ) на сегодняшний день остается открытым. Примером события, когда распад волокна (волокно - это протуберанец, наблюдаемый в проекции на солнечный диск) стал источником возрастания потоков СКЛ в ОКП, может служить событие 14-17 апреля 1994. Но следует отметить, что такие события являются относительно редкими. Солнечный ветер имеет бимодальный характер, это смесь медленного и быстрого потоков. Скоростной поток, в свою очередь, делится на квазистационарные и спорадические потоки, имеющие разную природу. Квазистационарные высокоскоростные потоки солнечной плазмы, ответственные за рекуррентные геомагнитные возмущения, наблюдаются над корональными дырами. Скорость здесь повышена до 700-1000 км/с, плотность понижена (3-4 см^-3). Спорадические высокоскоростные потоки - относительно кратковременные и сложные по структуре образования, ответственные за спорадические магнитосферные возмущения, в частности, с ними связаны большие магнитные бури. Скорость солнечного ветра в спорадических потоках достигает 1200 км/с; на переднем фронте и впереди его образуется ударная волна. Корональные дыры (КД)

Корональные дыры (КД) - это области солнечной короны с относительно низкой температурой (800000 К), пониженной плотностью и направленным примерно радиально от Солнца магнитным полем. На фотографиях в рентгеновских лучах КД выглядят тёмными по сравнению с другими областями короны (см. рисунок). КД, по-видимому, всегда существуют в полярных областях Солнца и иногда продолжаются в область низких широт, где могут образовываться изолированные КД Коротирующие области взаимодействия

Когда быстрый поток солнечного ветра из корональной дыры догоняет предшествующий ему низкоскоростной поток, это приводит к сжатию плазмы вдоль линии взаимодействия токов, что, в свою очередь, ведет к к возрастанию плотности и температуры плазмы медленного потока за счет кинетической энергии быстрого. Область, где это явление имеет место, называется коротационной областью взаимодействия (КОВ), в английском варианте - (co-rotating interaction region - CIR). Достигая орбиты Земли, КОВ становятся причиной геомагнитных бурь, но их геоэффективность по сравнению с КВМ не очень велика. Тем не менее, многими авторами влиянию КОВ на безопасность авиа и космических полетов придается большое значение.

Протонные события

На сайте NOAA собрана информация о всех солнечных протонных событиях с января 1976, оказавших существенное воздействие на околоземное космическое пространство (Solar Proton Events Affecting the Earth Environment). Таковым событие считается, если интегральный поток протонов с энергией выше 10 МэВ по данным ИСЗ GOES превышает 10 частиц см.²сек.^-1стер.^-1.

Особый класс протонных событий составляют так называемые наземные возрастания (Ground Level Enhancement - GLE). С их помощью определяется максимальная энергия протонов СКЛ. Регистрация GLE осуществляется при помощи нейтронных мониторов (НМ). Измеренная таким способом максимальная энергия может достигать 15-20 ГэВ, но максимальная энергия протонов в источнике превышает эту величину. Эффективность регистрации возрастания СКЛ наземными нейтронными мониторами зависит от минимальной жесткости частиц, проникающих через барьер магнитного поля до станции, где расположен НМ, т.н. жесткости обрезания. Список GLE, зарегистрированных мировой сетью нейтронных мониторов с 1942 по 2006 год можно найти на сайте Мирового Цента Данных по Солнечно-Земной Физике.

What does this data mean?

This chart provides us with real time data and information regarding the solar wind. The data is collected by the Advanced Composition Explorer, also known as the ACE Spacecraft. It is strategically positioned between the Sun and Earth at a distance of 1.5 million kilometers away from our planet near the L1 Lagrange point. Because the spacecraft is located in between the Sun and Earth, it can be used as an early warning system for a pending incoming CME impact within a few hours. These shockwaves or impacts can sometimes lead to geomagnetic storming around Earth.

Example of a Coronal Mass Ejection (CME) detected by ACE

What is the solar wind?

The solar wind is a stream of charged particles which are ejected from the upper atmosphere of the sun. It consists mostly of high-energy electrons and protons that are able to escape the sun's gravity in part because of the high temperature of the corona and the high kinetic energy particles gain through a process that is not well understood at this time.

The Solar Wind and Interplanetary Magnetic Field (IMF)

The two most commonly referenced data points within this graph is the Solar Wind (yellow line) and Bz component (red line). During times of relaxed solar activity, the solar wind usually streams past Earth at a speed of 250 km/s to 400 km/s. When a solar flare takes place, it can sometimes eject material into space and towards Earth also known as a Coronal Mass Ejection. The solar wind speeds carried past Earth by these shockwaves can sometimes exceed 700-800 km/s or even higher. The greater the increase, the stronger an impact to Earths geomagnetic field can be.

The Bz component represented by the red line is the current condition of the Sun's magnetic field, also known as the interplanetary magnetic field (IMF). The Sun's magnetic field is huge! It goes beyond any of the planets. The magnetic field of the Sun is carried throughout our solar system via the solar wind. The solar wind and magnetic field are twisted into a spiral by the Sun's rotation. Earth also has a magnetic field which forms a bubble around our planet. This is called the Magnetosphere. This bubble deflects the solar wind. Earth's magnetic field comes into contact with the sun's magnetic field in a place called the magnetopause. Here is the catch. Earth's magnetic field points north. When the sun's magnetic field points south, also known as southward Bz, it may cancel Earth's magnetic field at point of contact. When the Bz is south the 2 fields link up. This basically opens up a door that may allow energy from the solar wind to reach Earth's atmosphere. The further south the Bz points and the longer the duration, the greater the likelyhood for an increase in geomagnetic activity. In the space weather world, a Bz of -10nT or more can be referred to as sharply south.

What does Phi mean? (Blue line)

Phi is the angle of the interplanetary magnetic field that is being carried out by the solar wind. Phi is measured in the GSM (geocentric solar magnetospheric) coordinate system. In this system the X-axis points from the Earth to the Sun and the Z-axis is pointing along the direction of the Earth's north magnetic pole. This puts the Y-axis roughly pointing to the left as one looks at the Sun from the Earth. Phi is the angle made by the field in the XY plane. This means that Phi would be 0 deg if it were pointing at the Sun and 180 deg if it were pointing from the Sun to the Earth. Sudden and rapid changes in the Phi angle in conjunction with increased solar wind speeds and Bz fluctuations is common during a CME impact.

Temperature (Green line)

The temperature of the solar wind is measured in Kelvin units. The solar wind leaves the Sun’s corona at about one million degrees Kelvin. On its way to the Earth, expansion occurs and the solar wind cools. Even so, temperatures of a few hundred thousand degrees are common. A rise in solar wind plasma temperature is likely during an incoming interplanetary shockwave.

Plasma Density (Orange line)

Solar flares can sometimes propel large quantities of plasma (containing electrons and protons) violently outwards and into space. This is known as a Coronal Mass Ejection (CME). When a CME is directed towards our planet, the solar wind may carry a dense cloud of energetic protons past Earth and this can help contribute to increased geomagnetic activty around our polar regions. The denser the plasma, the more energetic it is said to be.

Что это значит данные? Эта диаграмма дает нам в режиме реального времени данных и информации о солнечном ветре. Данные собираются с помощью Advanced Composition Explorer, также известный как ACE космических аппаратов. Это стратегически расположен между Солнцем и Землей на расстоянии 1,5 миллиона километров от нашей планеты вблизи точки L1 Лагранжа. Поскольку космический аппарат находится между Солнцем и Землей, он может быть использован в качестве системы раннего оповещения о отложенного входящего CME воздействия в течение нескольких часов. Эти ударные волны или воздействия иногда может привести к геомагнитным штурма вокруг Земли. Пример выбросом корональной массы (CME) обнаружены ACE   Что такое солнечный ветер? Солнечный ветер представляет собой поток заряженных частиц, выбрасываемых из верхних слоев атмосферы Солнца. Он состоит в основном из высокоэнергетических электронов и протонов, которые в состоянии избежать тяжести солнца отчасти из-за высокой температуры короны и высокой кинетической энергии частиц получить через процесс, который не очень хорошо понял в это время. Солнечный ветер и межпланетное магнитное поле (МВФ) Два наиболее часто упоминаемые точек данных в этой графе является солнечный ветер (желтая линия) и Bz компонента (красная линия). Во времена непринужденной солнечной активности, солнечный ветер, как правило, потоки мимо Земли со скоростью 250 км / с до 400 км / с. Когда солнечная вспышка происходит, то иногда это может извлечь материал в космос и к Земле, также известный как выбросом корональной массы. Солнечные скорость ветра, проведенные мимо Земли на этих ударных волн иногда может превышать 700-800 км / с или даже выше. Чем больше увеличение, тем сильнее воздействие на земли геомагнитное поле может быть. Компонент Bz представлена ​​красной линии является текущее состояние магнитного поля Солнца, также известный как межпланетного магнитного поля (ММП). Магнитное поле Солнца огромен! Она выходит за рамки любой из планет. Магнитное поле Солнца осуществляется на протяжении всей нашей Солнечной системы с помощью солнечного ветра. Солнечный ветер и магнитное поле скручены в спираль вращением Солнца. Земли также имеет магнитное поле, которое образует пузырь вокруг нашей планеты. Это называется Магнитосфера. Этот пузырь отклоняет солнечный ветер. Магнитное поле Земли вступает в контакт с магнитным полем Солнца в местечке под названием магнитопауза. Вот улов. Магнитного точки поля к северу Земли. Когда юг, также известный точки магнитного поля Солнца как юг Bz, он может отменить магнитного поля Земли в точке контакта. Когда Bz находится к югу в 2 поля связать. В основном это открывает дверь, которая может позволить энергии от солнечного ветра, чтобы достичь в атмосферу Земли.Дальше на юг точек Bz и чем больше продолжительность, тем больше вероятность для увеличения геомагнитной активности. В космической погоды мире, ЗБ-10nT или более могут быть отнесены к так резко на юг. Что Пхи в виду? (Синяя линия) Пхи-угол межпланетного магнитного поля, что в настоящее время осуществляется солнечным ветром. Пхи измеряется в GSM (геоцентрической солнечной магнитосферы) системе координат. В этой системе Ось Х указывает от Земли до Солнца и Z-оси указывает в направлении северного магнитного полюса Земли. Это ставит Y-ось примерно указывающий на левой, как смотрят на Солнце с Земли. Пхи является угол, поле в XY плоскости. Это означает, что Phi будет 0 градусов, если она указывали на Солнце и 180 градусов, если она указывали от Солнца до Земли. Внезапные и быстрые изменения в угол Phi в сочетании с повышенной солнечной скорости ветра и Bz колебаний является общим во время воздействия CME. Температура (Зеленая линия) Температура солнечного ветра измеряется в градусах Кельвина единиц. Солнечный ветер оставляет солнечной короны в около одного миллиона градусов Кельвина. На своем пути к Земле, происходит расширение и солнечный ветер охлаждает. Тем не менее, температура в несколько сотен тысяч градусов являются общими. Повышение солнечной температуры ветер плазмы, вероятно во время входящего межпланетной ударной волны. Плазменные Плотность (оранжевый линия) Солнечные вспышки могут иногда приводить в движение большие объемы плазмы (содержащий электроны и протоны) яростно наружу и в космос. Это известно как выбросом корональной массы (CME). Когда CME направлена ​​нашей планеты, солнечный ветер может нести плотное облако энергичных протонов последние Земли и это может помочь способствовать повышению геомагнитной activty вокруг наших полярных регионах. Чем плотнее плазма, более энергичных сказано, чтобы быть.

Geomagnetic activity nowcast - short explanation - suomeksi

This is an empirical method based on near-real time solar wind observations and ground magnetometer data.

Solar wind data

The US Advanced Composition Explorer (ACE) observes solar wind parameters the Lagrange 1 libration point which is a point of Earth-Sun gravitational equilibrium about 1.5 million km from Earth and 148.5 million km from the Sun. We use near-real time data of ACE provided by the NOAA/Space Weather Prediction Center.

We use 1-minute data of the latest hour of the interplanetary magnetic field (IMF) Bz (northward component) and solar wind velocity and proton density. We apply the following criteria to estimate solar wind activity based on the hourly average:

activity description	%	IMF Bz (nT)	velocity (km/s)	density (1/cm3)
extreme	2.8	-7.4	667	18.2
very high	5.3	-4.9	602	12.6
high	9.3	-3.4	532	9.1
increased	40.5	-1.2	393	4.1
quiet	42.1	larger than -1.2	smaller than 393	smaller than 4.1

This is a simplified version of the corresponding table for the ground magnetic field. The parameter limits are based on data of 1996-2011. Example: if the average value of the solar wind velocity of the latest hour is 500 km/s then activity is at the "increased" level. Note: we consider that only negative IMF Bz may indicate activity. So all positive Bz values correspond to a quiet level. However, if the velocity of the solar wind is high then there may be geomagnetic activity even with positive Bz.

Since we use near-real time data in an automatic routine, there is no strict control of possibly erroneous values. The number of available 1-minute values of the latest hour may be less than 60.

Ground magnetic field

We use twelve IMAGE magnetometer stations with a real-time access. We consider the range (RX) of the north component of the magnetic field (BX). RX is simply defined by RX = max(BX)-min(BX), and is given in nT. In the forecast service, we calculate RX for 1-hour sequences.

We characterise the magnetic activity level following the NOAA space weather scale for geomagnetic storms. The original definition is based on the number of storm events when a given level of the 3-hour Kp index is met during a solar cycle (11 years). This leads to the following percentages:

scale	descriptor	number	%
G5	extreme	4	0.012
G4	severe	100	0.31
G3	strong	200	0.62
G2	moderate	600	1.9
G1	minor	1700	5.3
G0+	active	3000	9.3
G0	unsettled	13000	40.5
G0-	quiet	13516	42.1

The total number of 3-hour sequences in 11 years is 32120. NOAA defines scales G1-G5, and we have extended them downwards to less active non-storm events (G0-, G0, G0+). According to these selections, about 8% of all events belong to storms. Using the percentages of the last column, we then determine limits of RX corresponding to each scale at the selected IMAGE sites. The limits vary so that an equal disturbance as measured in nT may correspond to a higher activity class in southern Finland than in northern Finland.

Forecast of the magnetic activity level for the next hour is based on the average value of the solar wind magnetic field (IMF Bz) and velocity (V) of the latest hour. Using data of 1996-2011, we have derived a simple statistical relationship between RX and IMF Bz and V for each UT hour. We give the limits within which RX will be during the next hour at a 90% probability. In the historical data, RX has been smaller than the given lower limit in 5% of cases, and larger than the given upper limit in 5% of cases, respectively.

About interpretation

The forecast is produced automatically, so problems in recordings or data transfer may lead to missing or erroneous forecasts. The method tries to detect clear errors automatically, but there is still a risk of some bias. A rule of thumb is that the ground magnetic field is more variable during active solar wind conditions. The ground field is typically more variable in the north (Kilpisjärvi) than at the southern sites (Nurmijärvi and Hankasalmi), and the variability is larger during the night than daytime.

The most important solar wind parameter is the northward magnetic field (IMF Bz). Magnetic storms typically occur during negative enough IMF Bz. The solar wind velocity is also then generally large, but the importance of the density is smaller.

Nowcast in English and in Finnish

Visit also the auroral service: AurorasNow!

Feedback to ari.viljanen (at) fmi.fi

Геомагнитная активность по прогнозированию текущей погоды - короткое объяснение - Suomeksi Это эмпирический метод, основанный на близком к реальному времени солнечного ветра наблюдений и данных наземных магнитометра. Данных о солнечном ветре США Расширенный Состав Explorer (ACE) отмечает параметров солнечного ветра на Лагранжа 1 либрации точку, точка Земля-Солнце гравитационного равновесия около 1,5 млн. км от Земли и 148 500 000 км от Солнца. Мы используем, близком к реальному времени данные ACE предоставляемые Центра прогнозирования NOAA / по космической погоде. Мы используем 1-минутные данные последней час межпланетного магнитного поля (МВФ) Bz (север компонент) и скорости солнечного ветра и плотности протонов. Мы применять следующие критерии для оценки солнечного ветра деятельность на основе средней почасовой: описание деятельности% Bz МВФ (NT) скорость (км / с) плотность (1/cm3) крайняя 2,8 -7,4 667 18,2 очень высокая 5.3 -4.9 602 12,6 высокая 9,3 -3,4 532 9,1 увеличился 40,5 -1,2 393 4,1 тихо 42,1 больше, чем -1,2 меньше, чем 393 меньше, чем 4,1 Это упрощенная версия соответствующей таблице для магнитного поля земли. Пределы параметров на основе данных 1996-2011. Пример: если среднее значение скорости солнечного ветра последней час составляет 500 км / с, то активность на "повышенной" уровне. Примечание: мы считаем, что единственный негатив Bz МВФ может указывать деятельности. Таким образом, все положительные значения Bz соответствуют тихом уровне. Тем не менее, если скорость солнечного ветра высока то могут быть геомагнитная активность даже при положительной Bz. Так как мы используем данные, близком к реальному времени в автоматическом рутины, нет строгого контроля, возможно, ошибочных значений. Число доступных 1-минутных значений последней час может быть меньше 60. Первый магнитное поле Мы используем двенадцать IMAGE магнитометра станций с доступом в режиме реального времени. Рассмотрим спектр (RX) северного составляющей магнитного поля (BX). RX просто определяется по RX = макс (BX)-мин (BX) и приводится в NT. В службы прогнозирования, мы вычисляем RX для 1-часовых последовательностей. Мы характеризуют магнитное уровень активности следующую шкалу космической погоды NOAA для геомагнитных бурь. Первоначальное определение основывается на ряде штормов, когда данный уровень 3-часовой индекс Kp будет встречал во время солнечного цикла (11 лет). Это приводит к следующим процентах: Число масштаб дескриптор% G5 крайняя 4 0,012 G4 тяжелой 100 0,31 G3 сильный 200 0,62 G2 умеренной 600 1.9 G1 несовершеннолетнего 1700 5.3 G0 + активный 3000 9.3 G0 нерешенным 13000 40.5 G0-тихо 13516 42.1 Общее количество 3-часовых последовательностей в 11 лет 32120. NOAA определяет весы G1-G5, и мы расширили их вниз до менее активных событий, не штормовых (G0-, G0, G0 +). В соответствии с этими выборами, около 8% всех событий принадлежат бурь. Использование проценты от последней колонке, мы затем определить пределы RX, соответствующие каждой шкале на отдельных участках изображения. Пределы меняются так, что равна нарушение при измерении в нТл может соответствовать более высокому классу деятельности в южной части Финляндии, чем в северной Финляндии. Прогноз уровня магнитной активности в течение следующего часа основана на средней стоимости солнечного ветра магнитным полем (Bz ММП) и скорости (V) последнего часа. Используя данные 1996-2011, мы получили простую статистическую взаимосвязь между RX и Bz МВФ и V для каждого UT часа. Мы даем пределы, в которых RX будут в течение следующего часа при 90% вероятностью. В исторических данных, RX был меньше, чем заданное нижнего предела в 5% случаев, и больше, чем данного верхнего предела в 5% случаев, соответственно. О толковании Прогноз производится автоматически, поэтому проблемы в записи или передачи данных может привести к пропуску или ошибочные прогнозы. Метод пытается автоматически обнаружить четкие ошибки, но есть еще риск некоторого смещения.Эмпирическое правило, что магнитное поле есть более изменчивы во время активных солнечного ветра. Основное поле, как правило, более изменчивы на севере (Kilpisjarvi), чем на южных участках (NURMIJÄRVI и Hankasalmi), и вариабельность, больше в течение ночи, чем днем. Наиболее важным солнечной параметр ветер север магнитного поля (Bz МВФ). Магнитные бури обычно возникают в течение достаточно отрицательной Bz МВФ.Скорость солнечного ветра также тогда вообще большой, но важность плотности меньше. Прогнозированию текущей погоды на английском и финском языках Посетите также авроральную услугу: AurorasNow! Обратная связь с ari.viljanen (в) fmi.fi