28  października
This presentation is the property of its rightful owner.
Sponsored Links
1 / 23

NASA/SOHO MDI PowerPoint PPT Presentation


  • 81 Views
  • Uploaded on
  • Presentation posted in: General

28 października na tarczy słonecznej zaczęły być widoczne trzy grupy wielkich plam słonecznych (484, 486, 488). Stały się one źródłem wielkich rozbłysków słonecznych. NASA/SOHO MDI.

Download Presentation

NASA/SOHO MDI

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

Presentation Transcript


Nasa soho mdi

28 październikana tarczy słonecznej zaczęły być widoczne trzy grupy wielkich plam słonecznych (484, 486, 488). Stały się one źródłem wielkich rozbłysków słonecznych.

NASA/SOHO MDI

20 listopada widoczne wcześniej trzy grupy plam pojawiły się ponownie i ponownie towarzyszyły im wielkie rozbłyski słoneczne.

NASA/SOHO MDI


Nasa soho mdi

Dwerniczek 24- 26 VI 2004

Silne burze pogody kosmicznej: październik-listopad 2003

Obserwacje i próby modelowania

Maria Bojanowska CBK Warszawa


Nasa soho mdi

  • W okresie pojawienia się wielkich plam słonecznych zaobserwowano m.in.:

  • - niezwykle duża liczbę rozbłysków słonecznych, w tym najsilniejszych klasy X

  • kilka silnych międzyplanetarnych fal uderzeniowych

  • ekstremalne warunki w wietrze słonecznym

  • znaczące iniekcje cząstek energetycznych do magnetosfery

  • spektakularne zorze polarne na niskich szerokościach geograficznych – także w Polsce

  • -superburze magnetyczne

  • -silne zaburzenia jonosfery na wszystkich szerokościach geograficznych

2003/10/29 11:06

2003/11/20 09:23

NASA/SOHO EIT

NASA/SOHO EIT

październik

listopad

NASA/SOHO LASCO

NASA/SOHO LASCO

NASA/SOHO

LASCO CORONOGRAPH


Nasa soho mdi

Położenie wybranych satelitów w okresie burz pogody kosmicznej


Nasa soho mdi

Parametry wiatru słonecznego: 29/30 październik

Wiatr słoneczny docierający do Ziemi 29,30,31 października charakteryzował się ogromną prędkością. Instrumenty satelity ACE służące do jej pomiaru w momencie przejścia fali uderzeniowej przestały działać. Jedyne dostępne pomiary to pomiary prędkości dla helu oraz wielkości pola magnetycznego. Informacje o gęstości dostarczyć mogą satelity w bliskiej odległości od Ziemi, które w momencie trwania burzy znalazły się poza magnetopauzą i czasowo przebywały w wietrze słonecznym (Geotail, GEOS10, GEOS12)


Nasa soho mdi

Wygląd magnetopauzy

Geotail


Nasa soho mdi

Wiatr słoneczny o niezbyt dużej prędkości (w porównaniu z wiatrem z końca października) charakteryzował się ogromnym wzrostem wartości pola magnetycznego.

Zanotowano także niezwykle wysokie: ciśnienie, duży wzrost gęstości oraz znaczne zawartości helu w wietrze słonecznym.

Parametry wiatru słonecznego 20 listopad 2003

ACE

WIND

ACE

Bx GSM

By GSM

Bz GSM

ACE

Bt GSM


Nasa soho mdi

Planetarny indeks Kp

K - liczba wyrażająca zmiany natężenia ziemskiego pola magnetycznego odnotowane lokalnie i uśrednione dla czasu trzech godzin, wyrażone w skali półlogarytmicznej względem pola ziemskiego, odnotowanego w tzw. dniach spokojnych. Jest to liczba z zakresu od 0 do 9 (pole najbardziej zaburzone).

 Kp - standaryzowany indeks K, średni dla 12 lub 13 obserwatoriów geomagnetycznych leżących pomiędzy 44˚ i 60˚ szerokości geograficznej napółkuli północnej i południowej

Poziom burzy magnetycznej:

Kp=5 minor

Kp=6 moderate

Kp=7 strong

Kp=8 severe

Kp=9 extreme


Nasa soho mdi

Indeks Dst - październik, listopad 2003

Jest to wskaźnik aktywności magnetycznej otrzymywany przy użyciu sieci okołorównikowych obserwatoriów geomagnetycznych, które mierzą intensywność prądu pierścieniowego. 

Indeks Dst jest obliczany przy pomocy tabeli godzinnych wartości poziomych wariacji magnetycznych. Pokazują one konsekwencje przepływu równikowego prądu pierścieniowego, który wywołuje obniżenie wartości składowej H pola geomagnetycznego podczas tzw. fazy głównej burzy magnetycznej.

Extreme Dst < -100 nT

High –50nT>Dst>-100nT

Medium –20nT>Dst>-50nT

Low Dst>-20nT


Nasa soho mdi

Indeksy AE

Indeks AE otrzymuje się poprzez uwzględnienie wariacji składowej horyzontalnej pola magnetycznego z trzynastu wybranych stacji położonych w strefie zorzowej na półkuli północnej.

Indeks AE jest miarą intensywności elektrojetów.


Nasa soho mdi

Pole magnetyczne z obserwatoriów w Belsku i na Helu oraz obserwatorów sieci IMAGE – składowa X

20 listopad

MAS

SOR

MUO

Dzień spokojny

HEL

BELSK


Nasa soho mdi

Colorado

Sacramento

New York

Obserwacje zorzy w Polsce

17:00 – 22:30

Dortmund

Holandia

Obserwacje zorzy

29,30,31 październik 2003

Bydgoszcz 21:30


Nasa soho mdi

Obserwacje zorzy - 20 listopad 2003

Washington

Alaska

Wisconsin

Obserwacje zorzy w Polsce

17:00 – 23:00

maksimum zjawiska 22:30


Nasa soho mdi

Dzięki obrazom z satelity Timed możemy określić położenie owalu zorzowego.

Ze względu na sposób poruszania się satelity nie jest to jednak możliwe dla wszystkich obszarów, na których występowały zorze, a które nas interesują.

20 listopada przelatywał nad Europą i dla tego dnia wyraźnie widać ze zdjęć robionych przez satelitę, że zorze nad Polską były widoczne.

Chcąc określić, czy Polska znajdowała się w zasięgu owalu dla 29,30,31 należało dodatkowo posłużyć się modelem Weimera potencjału elektrycznego.

Zadanie modelu Weimera: pokazanie jak wyglądają jonosferyczne pola elektryczne w strefie polarnej albo konwekcja plazmy w odpowiedzi na IMF.

W efekcie wykorzystania modelu Weimera uzyskuje się realistyczne wzory komórek konwekcyjnych.

Bz >0 4 komórki konwekcyjne

Bz < 0 2 komórki konwekcyjne

Model pozwala prześledzić ewolucję komórek, ich rozmiar, kształt oraz położenie w zależności od różnej orientacji IMF.


Nasa soho mdi

Potencjał elektryczny w jonosferze według modelu Weimera a obrazy z Timeda

20 listopad 2003

29 październik 2003


Nasa soho mdi

Obrazy z satelity TIMED

Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energy and Dynamics

HI 121.6 nm

OI 130.4 nm

OI 135.6 nm

N2 Lyman-Bierge-Hopfield w pasmach:

140-150 nm

165-180 nm

Typowy obraz RGB (LBHS,O,H) z GUVI zawiera trzy elementy: zielone, jasne pasy po obu stronach równika odpowiadające zwiększonej gęstości tlenu, kolorową plamę – SAA (South Atlantic Anomaly) oraz silnie białe pasy u góry i u dołu odpowiadające owalowi zorzowemu. Podczas burz X i XI ten typowy obraz uległ znacznej zmianie. Przede wszystkim powiększeniu uległy białe pasy owalu zorzowego.


Nasa soho mdi

30 październik 2003

20 listopad 2003


Nasa soho mdi

Modele Tsyganienki pola magnetycznego

Tworzenie empirycznego modelu magnetosfery polega na:

• matematycznym opisaniu pola pochodzącego od każdego systemu prądów, a następnie zsumowaniu indywidualnych wpływów

• opisaniu spodziewanych odpowiedzi pola na czynniki, które mogą być zadawane np.:orientacja osi dipola ziemskiego, ciśnienie wiatru słonecznego

• kalibracji modelu na podstawie rozbudowanej bazy danych uśrednionych obserwacji wartości pola magnetycznego oraz parametrów wiatru słonecznego

Pomimo poprawek wprowadzonych w modelu T96 (uwzględnienie prądów Birkelanda) zawierał on wiele przybliżeń (np. nie było możliwości odtworzenia asymetrii down-dusk) i nie sprawdzał się w warunkach zaburzonych.

  • Zmiany wprowadzone w modelu T01_01 polegały na:

  • Udoskonaleniu metody parametryzacji zewnętrznych źródeł pola poprzez wprowadzenie parametrów opisujących stan wiatru słonecznego

  • wykorzystaniu nowego zasobu danych satelitarnych (Polar, Geotail, ISEE2, AMPTE, CRRES,DE1)

  • Zmianie matematycznego opisu głównych źródeł pola magnetycznego (w szczególności modele dla prądu pierścieniowego i FAC zostały zastąpione przez bardziej realistyczne przybliżenia)

BE - zewnętrzna część pola całkowitego(bez głównego pola magnetycznego)

BCF– prąd Chapmana-Ferraro

BRC – prąd pierścieniowy

BT – prąd w ogonie

BFAC – prądy Birkelanda

BINT – człon reprezentujący penetrację IMF do wnętrza magnetosfery

Struktura modelu Tsyganienki T01

BE = BCF + BRC + BT + BFAC + BINT

Model prądu pierścieniowego

Zamiast prostego, empirycznego prądu pierścieniowego, używanego w T96, użyto dokładniejszego modelu opartego na obliczeniach prądu elektrycznego na podstawie rozkładu ciśnienia cząstek i anizotropii. Ponadto uwzględniono silną asymetrię (dawn-dusk) w czasie silnych zaburzeń

Model zawiera części: komponent osiowosymetryczny SRC oraz częściowy prąd strumieniowy z polem prądów zamykających PRC.Skoncentrowano się na wprowadzeniu modyfikacji, których celem było uwzględnienie podstawowych efektów występowania burzy magnetycznej (wzrost całkowitej magnitudy prądu pierścieniowego, penetracja naładowanych cząstek do wnętrza magnetosfery,zmienny rozmiar charakterystyczny modelu prądu pierścieniowego (w T96 promień był stały), asymetria PRC)

Model prądów Birkelanda

Generalnie, w przybliżeniu kształt warstwy prądowej FAC jest taki sam jak we wcześniejszym modelu T96 Różnicę stanowi sposób wprowadzenia deformacji dzień-noc. W nowym opisie prądów FAC usunięto pewne ograniczenia np.:we wcześniejszym modelu jedynym zmiennym parametrem mogła być całkowita wielkość prądu

Model prądów w ogonie:

* Generalnie oparty na wcześniejszych modelach. Składa się z dwóch części:

1. Nie uwzględniającej nachylenia osi dipola (w tej części dokonano jedynie nieznacznej zmiany definicji wektora potencjału)

2. Część uwzględniająca deformację zależną od nachylenia osi dipola (przedstawioną jako superpozycję dwóch deformacji:przekręcenie warstwy prądowej w płaszczyźnie Y-Z oraz zginanie warstwy prądowej w płaszczyźnie X-Z. Efektem jest zmiana kształtu magnetopauzy .

Model magnetopauzy

Model pól od wszystkich magnetosferycznych źródeł jest uzgodniony wewnątrz magnetopauzy, opartej na na przybliżeniu Shue et al..[1993] Rozmiar tej granicy jest kontrolowany poprzez ciśnienie wiatru słonecznego, a jej kształt zmienia się w zależności od kąta nachylenia osi dipola ziemskiego


Nasa soho mdi

Geotail,

30.X.03,

14:00-24:00 UT

Zmiany

konfiguracji

pola magnetosfery

wg modelu

T96


Nasa soho mdi

T96

rzeczywisty wiatr słoneczny

spokojny wiatr słoneczny

rzeczywiste P_dyn + Dst

rzeczywiste P_dyn, BY, BZ, bez Dst


Nasa soho mdi

T01

spokojny wiatr słoneczny

aktualne parametry sw

Model magnetosfery T01 (Tsyganenko, 2001), linie pola B

wzdłuż orbity Geotaila od 14:00 do 24:00 w dniu 30 X 2004


Nasa soho mdi

T01

real sw but no Dst,

real p_dyn & Dst

Geotail 18:24 UT

too strong

partial RC?

Polar, 18:24 UT,

real sw

real sw but no Dst, no G1 i G2


Nasa soho mdi

Podsumowanie

  • Wydarzenia października i listopada 2003 były wydarzeniami niezwykłymi. W wietrze słonecznym panowały ekstremalne warunki, które były przyczyną wystąpienia wielu zaburzeń ziemskiej magnetosfery.

  • Występowanie zorzy na średnich i niskich szerokościach geograficznych w obu przypadkach było spowodowane długimi okresami silnego pola IMF skierowanego na południe.

  • Zakłócenia w naziemnych i satelitarnych systemach technologicznych powodują na tyle duże straty materialne, iż problem skutecznego przewidywania ekstremalnych burz pogody kosmicznej staje się palący.

  • Porównanie wyników uzyskanych przy pomocy modelu potencjału elektrycznego Weimera z obrazami zorzowymi z Timeda pozwala na wyciagnięcie wniosku, iż model ten może być pomocny do przewidywania zasięgu wystąpienia owalu zorzowego nawet w tak ekstremalnych warunkach.

  • Analiza konfiguracji pola magnetycznego wzdłuż orbit całej flotylli satelitów pozwoli na odtworzenie układu prądów w magnetosferze i korektę istniejących modeli pola magnetycznego.


  • Login