На главную | Прохождение

Прохождение

Предупреждение о космической погоде

Космическая погода влияет на радиосвязь по-разному. Изменения плотности и структуры ионосферы изменяют путь распространения сигнала и даже могут полностью блокировать передачу КВ-радиосигналов. В типичной последовательности геомагнитных бурь первые последствия ощущаются во время самой солнечной вспышки. Солнечное рентгеновское излучение проникает в нижние слои ионосферы (до высот около 80 км). Там фотоны рентгеновского излучения ионизируют атмосферу и усиливают слой D ионосферы. Этот усиленный слой D действует одновременно как отражатель радиоволн на некоторых частотах и как поглотитель на других. Радиопомехи, связанные с солнечными вспышками, возникают на дневной стороне Земли и наиболее интенсивны, когда Солнце находится прямо в зените.

Протоны направляются магнитным полем Земли так, что сталкиваются с верхними слоями атмосферы вблизи северного и южного полюсов. Быстро движущиеся протоны оказывают эффект, схожий с рентгеновскими фотонами, и создают усиленный слой D, блокируя КВ-радиосвязь в высоких широтах. Во время полярных сияний выпадающие электроны могут усиливать другие слои ионосферы и оказывать схожее разрушительное и блокирующее воздействие на радиосвязь. Это происходит в основном на ночной стороне полярных областей Земли, где полярные сияния наиболее интенсивны и часты.

Обзор космической погоды

Эти графики дают быстрый обзор некоторых наиболее часто используемых индексов космической погоды.

1. Поток солнечного рентгеновского излучения

Шкала от R1 (слабое или незначительное ухудшение КВ-радиосвязи на освещённой стороне, возможна кратковременная потеря радиоконтакта) до R5 (полное радиозатмение КВ (высокочастотной) радиосвязи на всей освещённой стороне Земли на несколько часов).

2. Поток солнечных протонов

Шкала от S1 (незначительное влияние на КВ-радиосвязь в полярных регионах) до S5 (полное радиозатмение КВ-связи в полярных регионах).

3. Геомагнитная активность

Шкала от G1 (незначительное влияние на распространение КВ в высоких широтах, полярные сияния обычно видны в высоких широтах) до G5 (КВ-распространение может быть невозможно во многих районах в течение одного-двух дней).

Геокосмическая временная шкала

Солнечный ветер негативно влияет на распространение КВ-радиоволн (выше 10 МГц), серьёзно нарушая работу ионосферы Земли. КВ-радиосигналы поглощаются, а не отражаются в сильно ионизированной ионосфере, что приводит к замираниям и даже к полной потере сигнала на приёмнике.

Эти графики предоставляют быстрый обзор данных о солнечном ветре и геокосмической модели.

Средние значения скорости, плотности и напряжённости магнитного поля солнечного ветра на орбите Земли составляют: скорость — 468 км/с; плотность — 8,7 протонов на кубический сантиметр; напряжённость — 6,6 нТл соответственно.

Для развития геомагнитной бури крайне важно, чтобы направление межпланетного магнитного поля (Bz) повернуло на юг. Продолжительные значения -10 нТл и ниже являются хорошим индикатором возможного развития геомагнитной бури, но чем ниже это значение, тем лучше для полярных сияний. Значение Btotal (полная напряжённость) межпланетного магнитного поля указывает на его общую силу. Единицы измерения — нанотесла (нТл).

Индекс Dst используется для оценки интенсивности бури и описания явлений космической погоды в период бури. Слабая буря: -30 нТл > Dst > -50 нТл; умеренная: -50 нТл > Dst > -100 нТл; сильная: -100 нТл > Dst > -200 нТл; очень сильная: -200 нТл > Dst > -350 нТл; экстремальная: Dst < -350 нТл.

Индекс K в реальном времени

Индекс K, показывающий геомагнитные условия, указывает на уровень КВ-шума, в основном ниже 10 МГц.

(K=1; КВ-шум = S1-S2), (K=3; КВ-шум = S2-S3), (K=5; КВ-шум = S4-S6), (K=7; КВ-шум = S9+), (K=9; КВ-шум = Полное радиозатмение).

Полярная активность (Аврора)

Когда поток солнечного ветра достигает Земли, он создаёт дополнительную ионизацию в областях вокруг магнитных полюсов. Пути распространения радиоволн, проходящие через полюса, могут ухудшаться из-за повышенного поглощения радиосигнала. Индекс полярной активности варьируется от 0 до 100%.

Солнечные пятна

Солнечные пятна — это более холодные области на поверхности Солнца. За этими активными областями следует внимательно следить на предмет возможной вспышечной активности. Солнечная вспышка высвобождает энергию, которая может повлиять на КВ-распространение:

1. Ионизирующее излучение, которое достигает Земли немедленно;
2. Сверхзвуковая ударная волна, движущаяся вместе с солнечным ветром;
3. Плотные частицы за ударной волной, которые прибывают через два-три дня после вспышки.

Хорошие DX-связи возможны сразу после солнечной вспышки и до заката благодаря улучшенной отражательной способности и повышению МПЧ (MUF), что открывает более высокие диапазоны. Ночные условия на 80-40 метрах могут быть отличными. Примерно через два дня после солнечной вспышки ударная волна достигает Земли, вызывая геомагнитную бурю.

Активные области — это локализованные магнитные поля на Солнце. Области с сильными или интенсивными магнитными полями обеспечивают энергию для солнечных вспышек и корональных выбросов массы (CME), поэтому для точного прогнозирования космической погоды необходимо точное представление об этих областях. Активные области получают официальные номера от SWPC, а на рисунках указываются вероятности вспышек классов C, M и X в ближайшие 24 часа для каждой активной области, а также вероятность протонного события.

Корональные дыры — это области с магнитным полем одной полярности, которые являются источником высокоскоростного солнечного ветра, приводящего к магнитосферной активности. Корональные дыры являются наиболее частой причиной геомагнитных бурь. Исторически корональные дыры идентифицировались по наземным наблюдениям в линии He I 10830A. Границы корональных дыр показаны на синоптических картах линиями с штриховкой на стороне, где находится корональная дыра.

Крупные магнитные структуры одной полярности имеют «нейтральную линию» на границе областей с различной полярностью магнитного поля. Нейтральные линии связаны со вспышками в активных областях, а с нейтральными линиями на спокойном Солнце часто связаны волокна/протуберанцы. Нейтральные линии показаны на синоптических картах пунктирными линиями, а прогнозист указывает полярность магнитного поля по обе стороны от нейтральной линии с помощью знаков + (положительная) и - (отрицательная).

Флоккулы (факелы) составляют большую часть активной области и выглядят яркими наряду с тёмными пятнами. Флоккулы имеют сильные, но неупорядоченные магнитные поля, в отличие от высокоупорядоченных полей солнечных пятен. На синоптических картах флоккулы окрашены в красный цвет. Вполне нормально иметь области флоккул без пятен; они не получают официального номера, так как не считаются активными областями и вряд ли могут производить солнечные вспышки. Однако флоккулы являются основным источником ультрафиолетовой изменчивости Солнца.

Высокостабильные области плотного газа в разреженной короне называются волокнами. Когда они возникают вблизи лимба и их можно увидеть выступающими из короны, часто в зрелищном виде, они называются протуберанцами. Когда они извергаются, они могут представлять угрозу геомагнитных бурь, но извержения обычно медленные и нечасто вызывают крупные бури. Волокна и протуберанцы рисуются в виде контуров с штриховкой.

Краткий исторический график чисел WWV

Поток солнечного радиоизлучения, указывающий на уровень ионизации, влияет на КВ-распространение выше 10 МГц. Поток солнечного излучения не влияет на диапазоны 7 МГц и ниже, так как МПЧ редко опускается ниже 10 МГц. Чем выше ионизация, тем более отражающей становится наша ионосфера для КВ-сигналов и тем выше МПЧ. Солнечные пятна — это более холодные области на поверхности Солнца. За этими активными областями следует внимательно следить на предмет возможной вспышечной активности. Индекс A получается усреднением K-индекса. Он варьируется от 0–20 для спокойных условий до 400 для экстремальных условий, отражая общие планетарные геомагнитные условия.

Прогноз цикла на 12 месяцев вперёд

Прогноз среднемесячного числа солнечных пятен с использованием метода стандартных кривых (расширение оригинального метода М. Вальдмейера). Метод заключается в аппроксимации методом наименьших квадратов и интерполяции набора стандартных кривых, каждая из которых соответствует средней форме солнечных циклов в узком диапазоне максимальных значений. Аппроксимация выполняется по наблюдаемым 13-месячным сглаженным значениям числа солнечных пятен с использованием последних 24 доступных значений. Поэтому прогноз фактически начинается за 5 месяцев до последнего истёкшего месяца и продолжается в течение 18 месяцев (до 12 месяцев вперёд). Этот метод хорошо работает в середине каждого цикла, но, как и все методы, основанные исключительно на прошлой солнечной активности, он становится ненадёжным в конце каждого цикла и в периоды минимумов.

---