NASA/SOHO MDI

NASA/SOHO MDI

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

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

Silne burze pogody kosmicznej: październik-

listopad 2003Obserwacje i próby modelowania

Dwerniczek 24- 26 VI 2004

Maria Bojanowska CBK Warszawa

październik

2003/11/20 09:23NASA/SOHO EIT

NASA/SOHO

LASCO CORONOGRAPH

2003/10/29 11:06

listopad

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

NASA/SOHO EIT

NASA/SOHO LASCO NASA/SOHO LASCO

Położenie wybranych satelitów w okresie burz pogody kosmicznej

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)

Geotail

Wygląd magnetopauzy

Parametry wiatru słonecznego 20 listopad 2003

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.

ACE

ACEWINDACE

Bx GSM

By GSM

Bz GSM

Bt GSM

Planetarny indeks Kp

Poziom burzy magnetycznej:

Kp=5 minor

Kp=6 moderate

Kp=7 strong

Kp=8 severe

Kp=9 extreme

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

Indeks Dst - październik, listopad 2003

Extreme Dst < -100 nT

High –50nT>Dst>-100nT

Medium –20nT>Dst>-50nT

Low Dst>-20nT

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.

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.

20 listopad

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

MAS

SOR

MUO

HEL

BELSK

Dzień spokojny

Obserwacje zorzy

29,30,31 październik 2003

New YorkSacramento

Dortmund

Holandia

Colorado

Obserwacje zorzy w Polsce

17:00 – 22:30

Bydgoszcz 21:30

Obserwacje zorzy - 20 listopad 2003Washington

Wisconsin

Alaska

Obserwacje zorzy w Polsce

17:00 – 23:00 maksimum zjawiska 22:30

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.

W efekcie wykorzystania modelu Weimera uzyskuje się realistyczne wzory komórek konwekcyjnych. Bz >0 4 komórki konwekcyjne Bz < 0 2 komórki konwekcyjneModel pozwala prześledzić ewolucję komórek, ich rozmiar, kształt oraz położenie w zależności od różnej orientacji IMF.

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

20 listopad 2003

Potencjał elektryczny w jonosferze według modelu Weimera a obrazy z Timeda

29 październik 2003

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.

30 październik 2003

20 listopad 2003

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)

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

Modele Tsyganienki pola magnetycznegoPomimo 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.

Struktura modelu Tsyganienki T01BE = BCF + BRC + BT + BFAC + BINT

BE - zewnętrzna część pola całkowitego(bez głównego pola magnetycznego)BCF – prąd Chapmana-FerraroBRC – prąd pierścieniowyBT – prąd w ogonieBFAC – prądy BirkelandaBINT – człon reprezentujący penetrację IMF do wnętrza magnetosferyModel 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 BirkelandaGeneralnie, 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 magnetopauzyModel 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

Zmianykonfiguracji pola magnetosferywg modelu T96

Geotail,30.X.03,

14:00-24:00 UT

rzeczywisty wiatr słoneczny spokojny wiatr słoneczny

rzeczywiste P_dyn + Dst rzeczywiste P_dyn, BY, BZ, bez Dst

T96

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

T01

real p_dyn & Dst

real sw but no Dst, no G1 i G2

real sw but no Dst,

T01

Geotail

18:24 U

T

Polar, 18:24 UT,real sw

too strongpartial RC?

Podsumowanie

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

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

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

4. 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.

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