Слънчев вятър

Слънчев вятър ACE - 24 часови данни

24 часови данни за слънчевия вятър според АСЕ 

Слънчевият вятър според SOHO

2 дневни данни за слънчевия вятър според SOHO

ACE_at_L1

ACE – Advanced Composition Explorer

Данните от наблюденията на лабораторния космически апарат ACE, изследващ енергийните частици в слънчевия вятър, се използват за прогноза на космическото време, магнитни бури и геомагнитни смущения на Земята. Измерванията са много полезни при изучаването структурата на Слънцето.

Космическата обсерватория ACE е позиционирана в първата Точка на Лагранж (L1), така че тя константно се намира в подходящо положение без да изразходва значително гориво. В тази точка L1 при нормални условия космическата лаборатория ACE провежда измервания на слънчевия вятър около 45 минути преди енергийните частици на Слънцето да достигнат Земята.

Когато има слънчеви изригвания, експлозията понякога може да изтласка Коронално Изхвърляне на Маса (КИМ) към Земята. Специални инструменти на борда на сателита АСЕ могат да засекат внезапно усилване на слънчевия вятър и друга важна информация. Това може да се използва като ранна система за предупреждение за идващо на насочено към Земята Коронално Изхвърляне на Маса (КИМ).

Динамично налягане на слънчевия вятър (Dynamic Pressure)

Слънчевият вятър оказва налягане на земята при една астрономическа единица (разстоянието между Слънцето и Земята), вариращо между 1–6 nPa (1–6×10−9 N/m2), въпреки че то винаги може да излезе извън тези рамки. Динамичното налягане е функция на скоростта и плътността на слънчевия вятър. Изчислява се по формулата:

P = 1.6726×10−6 * n * V2

, където Р е в nPa (нано Паскали), n e плътността в частици/cm3 и V e скоростта на слънчевия вятър в km/s. (Изчислено)

Интерпланетарно Магнитно Поле (ИМП)

По време на слънчев минимум магнитното поле на Слънцето изглежда подобно на магнитното поле на Земята. То изглежда малко като обикновен пръчковиден магнит със затворени линии близо до екватора и отворени силови линии близо до полюсите. Учените наричат тези области дипол. Полето дипол на Слънцето е силно колкото магнит за хладилник (около 50 гауса). Магнитното поле на Земята е около 100 пъти по-слабо.

Около слънчевия максимум, когато слънцето достига максималната си активност се наблюдават много петна на видимия слънчев диск. Тези петна са изпълнени с магнетизъм и големи магнитни силови линии, които движат по тях материал. Тези полеви линии често са стотици пъти по-силни от заобикалящия ги дипол. Това е причината магнитното поле около Слънцето да бъде много сложно магнитно поле с много нарушени силови линии.

Магнитното поле на Слънцето не се задържа около самото Слънце. Слънчевият вятър го пренася през Слънчевата система, докато то не достигне хелиопаузата. Хелиопауза е мястото, където слънчевият вятър спира, когато той се сблъсква с междузвездното пространство. Ето защо ние наричаме магнитното поле на Слънцето интерпланетарно магнитно поле или ИМП за кратко. Тъй като Слънцето се върти около оста си (за около 27 дни) интерпланетарното магнитно поле има форма на спирала, която се нарича спирала на Паркър.

ИМП поле е векторна величина с компоненти по три оси, две от които (Bx и By) са ориентирани успоредно на еклиптиката. Компонентите Bx и By не са важни за авроралната активност. Третият компонент, стойността Bz, е перпендикулярна на еклиптиката и е породена от вълни и други смущения в слънчевия вятър. Когато интерпланетарното магнитно поле и геомагнитните силови линии са обратно ориентирани или не са взаимно перпендикулярни, геомагнитните силови линии не успяват да останат затворени, което води до прехвърляне на енергия, маса и скорост от потока слънчев вятър в магнитосферата. Най-силната връзка, с най-драматични ефекти, се появява, когато Bz компонентата е силно наклонена на юг.

Тотална сила на интерпланетарното магнитно поле (Bt)

Стойността на Bt показва тоталната сила на интерпланетарното магнитно поле (ИМП). ИМП е слабо поле с варираща в близост до Земята сила от 1 до 37nT, като средната му сила е 6nT. Колкото по-висока е тази стойност, толкова това спомага за усложняване на геомагнитната обстновка. Необходимите за това средни стойности на силата на интерпланетарното магнитното поле започват от 15nT (нано Тесли), но за местата на средна географска ширина са желателни стойности от 25nT или повече. Много е важно, обаче, посоката на интерпланетарното магнитно поле (Bz) да е ориентирана на юг. (Измерено)

Вертикална компонента на интерпланетарното магнитно поле (Bz)

Bz е мярка за северно-южната ориентираност на интерпланетарното магнитно поле, измерена перпендикулярна на плана на еклиптиката. Когато линиите на ИМП (интерпланетарното магнитно поле) са обърнати на юг или са антипаралелни на сочещите на север линии на земното магнитно поле, неутрализирайки го при магнитопаузата (контакта между двете полета), тогава е възможно сливане или “свързване” на ИМП и геомагнитното поле, което води до трансфер на енергия, маса и момент от потока на слънчевия вятър към земната магнитосфера. Колкото по силно на юг сочи Bz и колкото по-продължително, толкова по-голяма е вероятността за покачване на геомагнитната активност. В света на космическото време Bz от -10nT или повече може да бъде определено като изострено ориентиране на юг, което е предпоставка за геомагнитна буря и аврора. Bz никога не може да отиде по-надолу на юг в отрицателната си стойност от тоталната сила (Bt) на ИМП. (Измерено)

NASA Goddard iSWA

Магнитопаузата през изминалото денонощие от iSWA

Ъгъл на интерпланетарното магнитно поле (Phi)

Phi е ъгълът на интерпланетарното магнитно поле, което бива поддържано от слънчевия вятър. Phi се измерва в GSM (геоцентрична слънчево магнитосферна) координатна система. В тази система оста X сочи от Земята към Слънцето, а оста Z е насочена по посока на северния магнитен полюс на Земята. Това заставя оста Y да сочи грубо наляво, когато човек гледа към Слънцето от Земята. Phi е ъгълът, сключван от полето спрямо равнината XY. Това означава, че ​​Phi щеше да бъде 0 градуса, ако той сочеше към Слънцето и 180 градуса, ако сочеше от Слънцето към Земята. Внезапните и бързи промени на ъгъла Phi във връзка с увеличените скорости на слънчевия вятър и колебанията на Bz е често срещано при въздействие от страна на КИМ. Mоже да се зачудите защо Phi не е 0° или 180° ако полето идва от Слънцето. Причината е, че Слънцето се завърта за 27 дни, така че полето се формира в една спирала. (Измерено)

Спирала на Паркър

Плътност на слънчевия вятър (Density)

Броят на протоните от слънчевия вятър за единица обем, измерен от ACE чрез SWEPAM. (Измерено)

Скорост на слънчевия вятър (Speed)

Скоростта на протоните от слънчевия вятър, измерена от ACE/SWEPAM. (Измерено)

Температура на слънчевия вятър (Temp)

Температурата на протоните от слънчевия вятър, измерена от ACE/SWEPAM. (Измерено)

ACE Solar Wind Data: http://www.swpc.noaa.gov/products/ace-real-time-solar-wind

SOHO Solar Wind Data: http://umtof.umd.edu/pm/