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

Prezentacja na temat: "28 października na tarczy słonecznej zaczęły być widoczne trzy grupy wielkich plam słonecznych (484, 486, 488). Stały się one źródłem wielkich rozbłysków."— Zapis prezentacji:

1 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 20 listopada widoczne wcześniej trzy grupy plam pojawiły się ponownie i ponownie towarzyszyły im wielkie rozbłyski słoneczne. NASA/SOHO MDI

2 Silne burze pogody kosmicznej: październik- listopad 2003
Dwerniczek VI 2004 Silne burze pogody kosmicznej: październik- listopad 2003 Obserwacje i próby modelowania Maria Bojanowska CBK Warszawa

3 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

4 Położenie wybranych satelitów w okresie burz pogody kosmicznej

5 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)

6 Wygląd magnetopauzy Geotail

7 ACE Parametry wiatru słonecznego 20 listopad 2003 WIND Bx GSM By GSM
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 listopad 2003 ACE WIND ACE Bx GSM By GSM Bz GSM ACE Bt GSM

8 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 na półkuli północnej i południowej Poziom burzy magnetycznej: Kp=5 minor Kp=6 moderate Kp=7 strong Kp=8 severe Kp=9 extreme

9 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 < nT High –50nT>Dst>-100nT Medium –20nT>Dst>-50nT Low Dst>-20nT

10 Indeksy AE Indeks AE jest miarą intensywności elektrojetów.
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.

11 Pole magnetyczne z obserwatoriów w Belsku i na Helu oraz obserwatorów sieci IMAGE – składowa X
20 listopad MAS SOR MUO Dzień spokojny HEL BELSK

12 Obserwacje zorzy 29,30,31 październik 2003 17:00 – 22:30 Colorado
Sacramento New York Obserwacje zorzy w Polsce 17:00 – 22:30 Dortmund Holandia Obserwacje zorzy 29,30,31 październik 2003 Bydgoszcz 21:30

13 Obserwacje zorzy - 20 listopad 2003
Washington Alaska Wisconsin Obserwacje zorzy w Polsce 17:00 – 23:00 maksimum zjawiska 22:30

14 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 > komórki konwekcyjne Bz < komórki konwekcyjne Model pozwala prześledzić ewolucję komórek, ich rozmiar, kształt oraz położenie w zależności od różnej orientacji IMF.

15 Potencjał elektryczny w jonosferze według modelu Weimera a obrazy z Timeda
20 listopad 2003 29 październik 2003

16 Obrazy z satelity TIMED
Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energy and Dynamics HI nm OI nm OI nm N2 Lyman-Bierge-Hopfield w pasmach: nm 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.

17 30 październik 2003 20 listopad 2003

18 BE = BCF + BRC + BT + BFAC + BINT
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

19 Geotail, 30.X.03, 14:00-24:00 UT Zmiany konfiguracji pola magnetosfery wg modelu T96

20 T96 rzeczywisty wiatr słoneczny spokojny wiatr słoneczny
rzeczywiste P_dyn + Dst rzeczywiste P_dyn, BY, BZ, bez Dst

21 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

22 T01 real sw but no Dst, real p_dyn & Dst Polar, 18:24 UT, real sw
Geotail 18:24 UT too strong partial RC? Polar, 18:24 UT, real sw real sw but no Dst, no G1 i G2

23 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.