На главную | Солнечная активность





Солнечная активность



Прогноз космической погоды

Космическая погода оказывает различное влияние на радиосвязь. Изменения в плотности и структуре ионосферы могут изменить путь передачи сигналов и даже полностью блокировать их. В типичной последовательности бурь в космической погоде первые изменения происходят во время солнечной вспышки. Солнечные рентгеновские лучи проникают на глубину около 80 километров в ионосферу. Там они ионизируют атмосферу и создают усиление D-слоя ионосферы. Это усиление может действовать как отражатель радиоволн на одних частотах и как поглотитель на других.

Радиозатмение, связанное с солнечными вспышками, наблюдается в дневных частях Земли и наиболее интенсивно, когда Солнце находится прямо над головой. Протоны, направляемые магнитным полем Земли, сталкиваются с верхней атмосферой вблизи северного и южного полюсов. Быстро движущиеся протоны создают усиленный D-слой, подобно рентгеновским фотонам, и блокируют высокочастотную радиосвязь в высоких широтах.

Во время авроральных явлений осаждающиеся электроны могут усиливать другие слои ионосферы и оказывать аналогичное разрушающее и блокирующее воздействие на радиосвязь. Это происходит главным образом в ночных районах полярных областей Земли, где аврора является наиболее интенсивным и частым явлением.

Space weather alerts

Анализ космической погоды

Эти графики позволяют быстро оценить некоторые из наиболее часто изучаемых индексов космической погоды.

Солнечный рентгеновский спектр излучения:
- R1 (небольшое ухудшение радиосвязи на освещённой Солнцем стороне, временная потеря радиосвязи);
- R5 (полная потеря радиосвязи на всей освещённой Солнцем половине Земли в течение нескольких часов).
Поток солнечных протонов:
- S1 (незначительное влияние на высокочастотную радиосвязь в полярных регионах);
- S5 (полное прекращение высокочастотной связи, вероятно, через полярные регионы).
Геомагнитная активность:
- G1 (незначительное влияние на распространение радиосигнала на более высоких широтах, полярное сияние обычно наблюдается на высоких широтах);
- G5 (распространение радиосигнала может быть невозможно во многих районах в течение одного-двух дней).

K-индекс в режиме реального времени.

Индекс K отражает геомагнитную обстановку и уровень высокочастотных помех на частотах ниже 10 МГц.

K = 1: Высокочастотные помехи уровня S1–S2. K = 3: Высокочастотные помехи уровня S2–S3. K = 5: Высокочастотные помехи уровня S4–S6. K = 7: Высокочастотные помехи уровня S9+. K = 9: Полная потеря сигнала.

Солнечная вспышка — это явление, при котором на Солнце происходят взрывы. Существует три категории солнечных вспышек:

  1. Вспышки класса X — это крупные события, которые могут вызвать радиопомехи по всей планете и продолжительные электромагнитные бури.
  2. Вспышки класса M — это средние по размеру вспышки, которые могут вызывать кратковременные радиовспышки, влияющие на полярные районы Земли. Иногда за вспышками класса M следуют небольшие электромагнитные бури.
  3. Вспышки класса C — это небольшие вспышки, последствия которых на Земле незначительны.

Эти графики дают краткий обзор нескольких наиболее часто исследуемых индексов космической погоды:

Авроральная активность

Солнечный ветер, достигая Земли, создаёт дополнительную ионизацию в районе магнитных полюсов. Это может привести к ухудшению распространения радиоволн вдоль траекторий, пересекающих полюса, из-за повышенного поглощения сигнала.

Индекс полярной активности измеряется в процентах и может варьироваться от 0 до 100%.

North Pole Aurora South Pole Aurora

Солнечные пятна

Солнечные пятна — это относительно спокойные участки на поверхности Солнца. Однако они требуют особого внимания, так как могут стать источником солнечных вспышек.

Солнечная вспышка — это мощный выброс энергии, который может оказать влияние на распространение радиоволн. Существуют различные виды воздействия:

Сразу после вспышки на Солнце и до заката можно установить хорошие связи с DX. Это связано с тем, что отражённая энергия становится более эффективной, а значения MUF (максимальной рабочей частоты) повышаются, открывая доступ к более высоким диапазонам. В ночное время, особенно на диапазонах 80-40, могут быть отличные условия для связи.

Примерно через два дня после вспышки на Землю приходит импульсная волна, которая вызывает геомагнитную бурю.

Активные области — это магнитные поля, расположенные на Солнце. Области с сильным или интенсивным магнитным полем являются источником энергии для солнечных вспышек и выбросов корональной массы (CME). Поэтому для точного прогнозирования космической погоды необходимо иметь точную картину этих регионов.

Активные области имеют официальные номера, присвоенные SWPC (Службой прогнозирования космической погоды). На рисунках показаны возможные вспышки классов C, M и X на следующие 24 часа, связанные с каждой активной областью. Также можно увидеть вероятность возникновения протонных эффектов, связанных с этими вспышками.

Корональные дыры — это области с магнитным полем одной полярности. Они являются источником высокоскоростных солнечных ветров, которые влияют на магнитосферную активность Земли. Именно корональные дыры чаще всего становятся причиной геомагнитных бурь.

Раньше корональные дыры обнаруживали с помощью наземных наблюдений He I 10830 A. На синоптических картах они обозначаются пунктирными линиями со стороны корональных дыр.

Большие магнитные поля одинаковой полярности имеют «нейтральную линию» на границе между ними. Нейтральные линии связаны с возникновением всплесков в активных областях, а нити и протуберанцы часто ассоциируются с ними на спокойном Солнце. На синоптических картах нейтральные линии также обозначаются пунктиром, а знаки «+» и «-» указывают на полярность магнитного поля с обеих сторон от нейтральной линии.

Большую часть активной области Солнца составляют участки, которые выглядят как светлые области с тёмными солнечными пятнами.

В отличие от развитых солнечных пятен, зоны с сильным магнитным полем имеют хаотичное магнитное поле. На синоптических рисунках пятна, не имеющие солнечных пятен, окрашены в красный цвет. Такие участки не считаются активными регионами и, скорее всего, не будут производить солнечные вспышки. Однако главным источником ультрафиолетовой изменчивости на Солнце являются флуоресцентные области.

Высокоплотные участки газа в низкоплотной короне называются волокнами. Когда они видны выступающими из короны и находятся вблизи конечности, их называют протуберанцами. Они могут быть причиной геомагнитных бурь, когда извергаются, но обычно извержения происходят медленно и не часто приводят к сильным бурям. Волокна и протуберанцы на рисунках изображены в виде контуров из чёрточек.

Sunspots (Sunspot number)

Краткий хронологический график значений WWV

Вот краткий хронологический график значений WWV:

Солнечные пятна — это более холодные области на поверхности Солнца. Эти активные области необходимо тщательно отслеживать на предмет возможных вспышек.

Индекс выводится путём усреднения K-индекса. Его значения колеблются от 0–20 для спокойных участков до 400 для предельных участков, отражающих общие планетарные геомагнитные условия.

WWV Numbers

Прогноз цикла на 12 месяцев

Прогноз цикла на 12 месяцев основан на методе Стандартной кривой, который был расширен М. Вальдмайером. Этот метод предполагает построение и интерполяцию набора стандартных кривых методом наименьших квадратов. Каждая кривая соответствует средней форме солнечных циклов с определённым диапазоном максимальных значений.

Прогноз составляется на основе наблюдаемого 13-месячного сглаженного значения помесячного числа пятен на Солнце, используя последние 24 имеющихся значения. Фактически прогноз начинается за 5 месяцев до последнего истекшего месяца и продолжается более 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 во время солнечных минимумов.

CT1BOH. Оригинал расположен по адресу https://www.qsl.net/ct1boh/propagation.htm