Niezwykle silne burze pogody kosmicznej: październik-listopad 2003

Transkrypt

1 Niezwykle silne burze pogody kosmicznej: październik-listopad 2003 Obserwacje i modelowanie Opracowanie: M. Bojanowska i B. Popielawska, Centrum Badań Kosmicznych P.A.N. Prezentacja na posiedzeniu plenarnym Komitetu Geofizyki PAN czerwiec 2004, Instytut Geofizyki PAN, Warszawa

2 Obserwacje stan wiedzy wg AGU Spring Meeting 2004 Abstracts Słońce Wiatr słoneczny Magnetosfera Jonosfera Atmosfera Efekty naziemne

3 plamy słoneczne koncentracja silnego pola magnetycznego, niestabilna konfiguracja obszary aktywne grupy plam z oznakami szybkiej ewolucji, 10* zwiększona emisja UV, X i fal radiowych rozbłyski eksplozje na powierzchni Słońca w pobliżu plam wzdłuż linii neutralnych, emisja energii (wzrost do 1000 ra w postaci fal em.( od fal radiowych do promieniowania γ i X), cząstek energetycznych, strumienia plazmy koronalne wyrzuty masy (CME-Coronal Mass Ejections)- wyrzuty materii słonecznej w przestrzeń międzyplanetarn porozbłyskowe lub po zapadnięciu się protuberancji

4 SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) zarejestrował gwałtowny wzrost aktywności Słońca poczynając od 19.X.2003:

5 18-2 X/ X 28/ X 1/XI 20 listopada 2-4 listopada

6 ESA/NASA SOHO Michelson Dopler Imager

7 październik listopad MDI /EIT FeXI, 196 A LASCO 2003/10/29 11:06 NASA/SOHO EIT 2003/11/20 09:23 NASA/SOHO LASCO CORONOGRAPH

8 EIT na SOHO, obraz Słońca od 19 X do 4 XI 200

9 Klasa B C Wielkość piku (W/m2)*.1-.8 nm I < <= I < 10-5 Klasyfikacja rozbłysków słonecznych M 10-5 <= I < 10-4 X I >= 10-4 *nad atmosferą Ziemi Historyczne rozbłyski: 4 XI X28 2 IV 2001 X20 16 VIII X20 28 X X X X10

10

11

12

13 Średnie parametry: V=400 km/s N=8 cm -3 Prędkość wiatru słonecznego 29/30 października

14 Magnetopauza (podobnie jak 15/16 lipca 2

15 Parametry wiatru słonecznego: 29/30. X.03: 29X 30 X Ace -rekordowa prędkość > 2000 km/s -nie tak duża gęstość, p dyn <50 npa -IMF <60 nt

16 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 ACE Parametry wiatru słonecznego 20 listopad 2003 WIND Bx GSM By GSM Bz GSM B ACE

17 Parametry wiatru słonecznego 20 listopad 2003 cd.

18

19 20 X 200 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

20 Skąd biorą się tak duże róznice w reakcji systemu zależnie od kierunku międzyplanetarnego pola magnetycznego? IMF BZ<0: rekoneksja magnetyczna w obszarze podsłonecznym magnetopauzy, szybka konwekcja, silne pole elektryczne, intensywny prąd po stronie nocnej, subburze, gorąca rozrzedzona warstwa plazmowa, inżekcje cząstek w obszar pułapki, silny prąd pierścieniowy -IMF BZ>0: słaba rekoneksja powyżej leja polarnego, powolna konwekcja, niestabilność Kelvina-Helmholtza na flankach magnetosfery, pulsacje ogona, chłodna gęsta warstwa plazmowa

21 Zmiany konwekcji w jonosferze (dane z sieci magnetometrów MAACS Boston Univ.): IMF BZ>0 szybka konwekcja w małej czapie polarnej, kierunek do Słońca, stagnacja w warstwie plazmowej (PS) IMF BZ<0 szybka konwekcja w rozległej czapie polarnej od Słońca, w owalu zorzowym (PS) do Słońca

22 Symulacje MHD dynamiki magnetosfery w okresie październikowej burzy Symulacja w oparciu o model BATS-R-US Dane wejściowe:parametry plazmy wiatru słonecznego (prędkość, gęstość, temperatura, pole magnetyczne) Dane wyjściowe:parametry plazmy magnetosferycznej (ciśnienie, pole magnetyczne, prądy elektryczne) Źródło:Community Coordinated Modeling Center

23 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.

24 Planetarny indeks Kp K - liczba wyrażająca zmiany natęże ziemskiego pola magnetyczne odnotowane lokalnie i uśrednione dla cza trzech godzin, wyrażone w sk półlogarytmicznej względem p ziemskiego, odnotowanego w tzw. dnia spokojnych. Jest to liczba z zakresu od 0 9 (pole najbardziej zaburzone). Kp - standaryzowany indeks K, średni dla 12 lub 13 obserwatoriów geomagnetycznyc leżących pomiędzy 44 i 60 szerokości geograficznej na półkuli północnej i południowej Poziom burzy magnetycznej: Kp=5 minor Kp=6 moderat Kp=7 strong Kp=8 severe Kp=9 extreme

25 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 < -100 nt High 50nT>Dst>-100nT Medium 20nT>Dst>-50nT Low Dst>-20nT Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

26 Obserwacje zorzy w Polsce Bieszcza 29,30,30 X :00 22:30 Bydgoszcz 21:30 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

27 Obserwacje zorzy w Polsce Czarny Dunajec Bydgoszcz 22:00 20 XI :00 23:00 maksimum zjawiska 22:30 Szubin Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

28 Zorza polarna Zorze: -elektronowe: -zwykła -czerwona zorza typu B -protonowe: -o intensywnej emisji wodorowej -łuna polarna -termiczne Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

29 Gdzie można w typowych warunkach zobaczyć zorze? Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

30 Colorado Sacramento New York Dortmund Holandia Obserwacje zorzy 29,30,31 październik 2003 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

31 Obserwacje zorzy - 20 listopad 2003 Washington Alaska Wisconsin Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

32 Mapa parametru L McIlwaina

33 Zorza na półkuli południowej - IMAGE SI Spectrograph imager H nm, nm O nm Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

34 Obrazy owalu zorzowego z satelity TIMED HI nm,wysypywanie H OI nm rekombinacja Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energy and Dynamics, 630 km, 74.1 o OI nm I=A*N 2, N2 LBH w pasmach: nm nm

35 Obrazy z Timeda 20 listopada 2003, Zorze nad Polską o -22:10 UT 1216 A p, wysypywanie protonów A, LBH2 N 2, wysypywanie elektronów o

36 Model Weimera potencjału elektrycznego Zadanie modelu: pokazanie jak wyglądają jonosferyczne pola elektryczne w strefie polarnej albo konwekcja plazmy w odpowiedzi na IMF. * Model opracowano na podstawie danych z DE-2, ISEE oraz IMP8 (IMF,sw). Dane podzielone na klasy ze względu na różne kryteria pozwoliły na uzyskanie modelu dla różnych warunków (co polegało na dopasowaniu współczynników w rozwinięciu sferycznym harmonicznym potencjału przy dopasowaniu błędów metodą najmniejszych kwadratów) W efekcie uzyskano realistyczne wzory komórek konwekcyjnych. Bz >0 4 komórki konwekcyjne Bz < 0 2 komórki konwekcyjne Model pozwala prześledzić ewolucję komórek, ich rozmiar, kształt oraz położenie w zależności od różnej orientacji IMF. *Dalszy rozwój modelu pozwolił na włączenie efektów subburzowych. Z porównań wynika, ze model konwekcji ulega wówczas modyfikacji wykazuje tendencję do występowania bardziej zaznaczonej nieciągłości Haranga. Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

37 Słabe zaburzenie magnetosfery

38 Potencjał elektryczny w jonosferze według modelu Weimera 20 listopad 2003 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

39

40 Obrazy z Timeda 29 październik 2003 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 2003

41 Potencjał elektryczny w jonosferze według modelu Weimera 29 październik 2003 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20

42 P o l Polska s w oku k cyklonu = w sektorze a północnym owalu zorzowego

43

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

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

46 T01 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

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

48 Globalne zaburzenia jonosfery Dane z satelity Timed - I hν proporcjonalne do N e 2 okres spokojny 30 października listopada 2003

49 dzień spokojny 30 październik 2003

50 dzień spokojny 20 listopad 2003

51

52 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 burz pogody kosmicznej staje się palący.

53 Podsumowanie c.d. 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 niezwykłych warunkach. 5. Analiza konfiguracji pola magnetycznego wzdłuż orbit całej flotylli satelitów pozwoli na odtworzenie układu prądów w magnetosferze i korektę istniejących modeli pola magnetycznego.