Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Właściwości i geoefektywność Koronalnych Wyrzutów Materii (CME) typu halo Grzegorz Michałek Obserwatorium Astronomiczne UJ.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Właściwości i geoefektywność Koronalnych Wyrzutów Materii (CME) typu halo Grzegorz Michałek Obserwatorium Astronomiczne UJ."— Zapis prezentacji:

1 Właściwości i geoefektywność Koronalnych Wyrzutów Materii (CME) typu halo Grzegorz Michałek Obserwatorium Astronomiczne UJ

2 Źródła zaburzeń geomagnetycznych Rozbłyski Rozbłyski - SEPs (Solar Energetic Particles), Promieniowanie elektromagnetyczne Koronalne Wyrzuty Materii (CMEs) Koronalne Wyrzuty Materii (CMEs) - SEPs; ICMEs-fale uderzeniowe; Burze geomagnetyczne, Energetic Storm Particles (ESPs) Dziury Koronalne Dziury Koronalne - burze geomagnetyczne spowodowane przez szybki wiatr słoneczny - burze geomagnetyczne spowodowane przez szybki wiatr słoneczny

3 Źródła zaburzeń geomagnetycznych Największy wpływ na pogodę kosmiczną mają Koronalne Wyrzuty Materii (Tsurutani et al., 1990; Gosling et al., 1990) Największy wpływ na pogodę kosmiczną mają Koronalne Wyrzuty Materii (Tsurutani et al., 1990; Gosling et al., 1990) Koronalne Wyrzuty Materii (CMEs) Koronalne Wyrzuty Materii (CMEs) - SEPs; ICMEs-fale uderzeniowe; Burze geomagnetyczne, Energetic Storm Particles (ESPs) Są to wielkoskalowe obłoki namagnetyzowanej plazmy wyrzuconej ze Słońca (część korony słonecznej wraz z polem magnetycznym) Masa M ~ 2x10 13 kg (20 bilion ton) Prędkość V ~ 1000 km/s = 10 6 m/s Energia Kinetyczna = ½ MV 2 = J W 1996 roku satelita SOHO zaczął dostarczać bardzo dobrych koronograficznych obserwacji Pod kierunkiem N. Gopalswamy razem z S. Yashiro stworzyliśmy SOHO/LASCO katalog

4 SOHO/LASCO katalog Zawiera parametry ponad KWM (Yashiro et al. 2004) Zawiera parametry ponad KWM (Yashiro et al. 2004)

5 SOHO/LASCO katalog Zawiera parametry ponad KWM (Yashiro et al. 2004) Zawiera parametry ponad KWM (Yashiro et al. 2004)

6 KWM & Pogoda Kosmiczna CMEs SEPs Burza magnetyczna W momencie przybycia CME do Ziemi Od momentu pojawienia się CME na słońcu aż do jego przybycia Satelity Samoloty Atmosfera Satelity Magnetosfera Jonosfera Atmosfera Systemy naziemne ,000 Dst (nT) UT (h) Struktura pola magnetycznego jest kluczowa (Bz <0) Generacja fali uderzeniowej, prędkość jest kluczowa V CME -V SW > V MS

7 Fala uderzeniowa MC Turbulentna otoczka MC Bt Bz Rozbłysk KWM

8 Południe-Północ SN MC Rekoneksja pola podczas pierwszej połowy MC

9 Źródła zaburzeń geomagnetycznych Nie wszystkie KWM są geoefektywne. Najsilniejsze zaburzenia są generowane przez KWM powstające w centrum tarczy słonecznej Nie wszystkie KWM są geoefektywne. Najsilniejsze zaburzenia są generowane przez KWM powstające w centrum tarczy słonecznej (Zhao and Webb 2003)

10 Żródła zaburzeń geomagnetycznych Nie wszystkie KWM są geoefektywne. Najsilniejsze zaburzenia są generowane przez KWM powstające w centrum tarczy słonecznej Nie wszystkie KWM są geoefektywne. Najsilniejsze zaburzenia są generowane przez KWM powstające w centrum tarczy słonecznej (Zhao and Webb 2003) W obrazach koronograficznych pojawiają się one jak wyrzuty typu halo (Howard et al )

11 HALO KWM X5 X1 X17 X10 X1 X8 486/488 X28 X17X10 X08X28 S16 E08 S15 W02 Heliograficzne współrzędne stowarzyszonych rozbłysków używane są jako lokalizacja dla CMEs Gopalswamy et al JGR

12 Lokalizacja KWM generujących burze 15W N S WE O Dst < nT O - 300nT < Dst < nT O Dst < nT Asymetria wschód-zachód 37/55 = 67% 18/55 = 33% 2003/6/182000/4/7 2003/11/

13 Halo KWM Powodują one najsilniejsze zaburzenia geomagnetyczne, ale są wyrzutami, które stanowią dla nas największy problem. Powodują one najsilniejsze zaburzenia geomagnetyczne, ale są wyrzutami, które stanowią dla nas największy problem. Koronograficzne obserwacje obarczone są efektem projekcji. Efekt ten ma największy wpływ właśnie na KWM generowane w centralnej części tarczy słonecznej. Problem ten stał się motywacją do przedstawienia nowej techniki, pozwalającej wyznaczać przestrzenne parametry KWM typu halo.

14 Stożkowy model KWM Michalek et al., ApJ, 2003 Zakładając, że KWM propaguje się ze stałą prędkością i szerokością kątową możemy w pierwszym przybliżeniu założyć, iż ma on kształt stożka opisanego za pomocą trzech parametrów: prędkości, szerokości kątowej oraz lokalizacji na dysku.

15 Stożkowy model KWM Michalek et al., ApJ, 2003 Zakładając, że KWM propaguje się ze stałą prędkością i szerokością kątową możemy w pierwszym przybliżeniu założyć, iż ma on kształt stożka opisanego za pomocą trzech parametrów: prędkości, szerokości kątowej oraz lokalizacji na dysku. Trzy parametry aby rozwiązać powyższe równania muszą być otrzymane z obserwacji: Vx1, Vx2, T

16 Stożkowy model KWM Michalek et al., ApJ, 2003 Wyznaczanie Vx1, Vx2, i T z obserwacji LASCO nie jest łatwym zadaniem, gdyż KWM są często dość słabe, a ich struktura może być skomplikowana Przy pomocy tej techniki wyznaczono parametry dla wszystkich KWM w okresie

17 Przewidywanie pogody kosmicznej Przewidywanie pojawienia się KWM w okolicy Ziemi Przewidywanie pojawienia się KWM w okolicy Ziemi (Arrival time of halo coronal mass ejections in the vicinity of the Earth, Michalek et al , A&A) (Arrival time of halo coronal mass ejections in the vicinity of the Earth, Michalek et al , A&A) Przewidywanie intensywności burzy geomagnetycznej Przewidywanie intensywności burzy geomagnetycznej (Properties and geoeffectiveness of halo coronal mass ejections, Michalek et al , SpW) (Properties and geoeffectiveness of halo coronal mass ejections, Michalek et al , SpW) Mając przestrzenne parametry KWM należy użyć ich do przewidywania zaburzeń geomagnetycznych

18 Przewidywanie pogody kosmicznej Prędkości z obserwacji koronograficznych Prędkości z modelu

19 Asymetryczny model KWM typu halo Michalek, SoP, 2006 Powszechnie uważa się, iż KWM posiadają magnetyczną strukturę podobną do sznura zakotwiczonego na Słońcu (a flux-rope geometry). KWM powinny być zatem wyciągnięte wzdłuż osi tego sznura Powszechnie uważa się, iż KWM posiadają magnetyczną strukturę podobną do sznura zakotwiczonego na Słońcu (a flux-rope geometry). KWM powinny być zatem wyciągnięte wzdłuż osi tego sznura Kolejnym krokiem było przedstawienie asymetrycznego modelu KWM Kolejnym krokiem było przedstawienie asymetrycznego modelu KWM

20 Asymetryczny model KWM Michalek, SoP, 2006 W modelu tym zakładamy, że kształt KWM jest dalej stożkowy ale Przekrój poprzeczny stożka nie jest okręgiem ale elipsą

21 Asymetryczny model KWM Michalek, SoP, 2006 Dla tego modelu, aby wyznaczyć parametry KWM typu halo, musimy zastosować dwu- stopniową procedurę Dla tego modelu, aby wyznaczyć parametry KWM typu halo, musimy zastosować dwu- stopniową procedurę Po pierwsze, musimy zmierzyć prędkości KWM typu halo w płaszczyźnie nieba dla wielu kątów pozycyjnych Po pierwsze, musimy zmierzyć prędkości KWM typu halo w płaszczyźnie nieba dla wielu kątów pozycyjnych Po drugie, stosując numeryczne symulacje, dopasowujemy parametry stożkowego modelu do prędkości otrzymanych z pomiarów Po drugie, stosując numeryczne symulacje, dopasowujemy parametry stożkowego modelu do prędkości otrzymanych z pomiarów Kąty pozycyjne dla, których mierzymy prędkości Porównanie modelu asymetrycznego z Symetrycznym

22 Asymetryczny model KWM Michalek, SoP, 2006 Podobnie jak poprzednio ten model został zastosowany do przewidywania pogody kosmicznej (Michalek et al., SoP, 2007) Podobnie jak poprzednio ten model został zastosowany do przewidywania pogody kosmicznej (Michalek et al., SoP, 2007) Prędkość z asymetrycznego modelu Prędkości z obserwacji kronograficznych korelacja~-0.83korelacja~-0.49

23

24 Nadzieja na przyszłość Stereoskopiczne obserwacje powinny pozwolić lepiej zbadać 3-D właściwości KWM Stereoskopiczne obserwacje powinny pozwolić lepiej zbadać 3-D właściwości KWM Istnieje duża nadzieja, że kolejny krok w badaniu KWM nastąpi dzięki nowym satelitom wysłanym ostatnio w kosmos (STERE i SOLAR B)

25 Obecne możliwości Instrumenty SECCHI Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (EUVI, COR1, COR2, HI1, HI2) pozwalają śledzić KWM aż do granic ziemskiej magnetosfery Instrumenty SECCHI Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (EUVI, COR1, COR2, HI1, HI2) pozwalają śledzić KWM aż do granic ziemskiej magnetosfery SWAVES – odbiorniki radiowe pozwalają obserwować wybuchy radiowe generowane przez KWM aż do granic ziemskiej magnetosfery SWAVES – odbiorniki radiowe pozwalają obserwować wybuchy radiowe generowane przez KWM aż do granic ziemskiej magnetosfery

26 KWM Zostały odkryte niedawno ( na początku lat 70-tych). Zostały odkryte niedawno ( na początku lat 70-tych). Wzbudzają duże zainteresowanie, ponieważ generują najintensywniejsze burze geomagnetyczne (ich odkrycie obaliło mit, że rozbłyski są źródłem burz magnetycznych). Wzbudzają duże zainteresowanie, ponieważ generują najintensywniejsze burze geomagnetyczne (ich odkrycie obaliło mit, że rozbłyski są źródłem burz magnetycznych). W ostatnich 25 latach, dzięki dużemu wysiłkowi naukowców zdobyto ogromną wiedzę na temat KWM. W ostatnich 25 latach, dzięki dużemu wysiłkowi naukowców zdobyto ogromną wiedzę na temat KWM. Ciągle pozostaje wiele istotnych pytań: jak KWM są generowane, jak można przewidzieć ich erupcję, jak przewidzieć wartość i zwrot pola magnetycznego unoszonego przez KWM? Ciągle pozostaje wiele istotnych pytań: jak KWM są generowane, jak można przewidzieć ich erupcję, jak przewidzieć wartość i zwrot pola magnetycznego unoszonego przez KWM?

27 Niebo widziane przez HI (lewa strona satelita A, prawa strona satelita B) Niebo widziane przez HI (lewa strona satelita A, prawa strona satelita B) Po prawej stronie, jasny obiekt to Ziemia z obiegającym Księżycem Po prawej stronie, jasny obiekt to Ziemia z obiegającym Księżycem Po lewej Wenus (W HI1 widać czasami Merkurego) Po lewej Wenus (W HI1 widać czasami Merkurego)


Pobierz ppt "Właściwości i geoefektywność Koronalnych Wyrzutów Materii (CME) typu halo Grzegorz Michałek Obserwatorium Astronomiczne UJ."

Podobne prezentacje


Reklamy Google