Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://swx.sinp.msu.ru/weather.php
Дата изменения: Wed Apr 6 13:37:23 2016
Дата индексирования: Sat Apr 9 22:38:31 2016
Кодировка: UTF-8
Поисковые слова: солнечнаякорона
Изображение ?211 + 193 + 171? состоит из трех изображений, полученных в трех разных диапазонах длин волн с центрами на 211 (красный), 193 (зеленый) и 171 ? (синий). В левом нижнем углу перечислены даты и время, когда эти изображения были получены, а также длина волны. Цвет надписи соответствует цветовой кодировке (красный, зеленый и синий) каждого из трех изображений. Цветовая кодировка позволяет увидеть вклад каждого из трех изображений в состав общего изображения ?211 + 193 + 171?.
Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 193 ?. Спектр канала 193 ? образуют в основном ионы Fe XII и XXIV, что соответствует температурам 1.6 и 20 МК. Эти температуры соответствуют плазме солнечнойкороны и горячей плазме во вспышках.
Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 131 ?. Спектр канала 131 ? образуют в основном ионы Fe VIII и XXI, что соответствует температурам ~ 0.4 и 10 МК. Это температуры переходного слоя между хромосферой и короной и горячей плазмы солнечных вспышек.
Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 171 ?. Спектр канала 171 ? образуют в основном ионы Fe IX, что соответствует температуре ~ 0.6 МК. Это температура плазмы спокойных областей солнечнойкороны и верхнего переходного слоя между хромосферой и короной.
Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 211 ?. Спектр канала 211 ? образуют в основном ионы Fe XIV, что соответствует температуре ~ 2 МК. Это температура плазмы активных областей в короне.
Изображение, полученное с инструмента AIA с центром на длине волны 304 ?. Спектр канала 304 ? образуют в основном ионы Не II, что соответствует температуре ~ 0.05 МК, наблюдаемой в хромосфере и переходном слое между хромосферой и короной.
LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph)- инструмент на космическом аппарате SOHO, поставляющий изображения солнечнойкороны, на которых свет, идущий непосредственно от Солнца, заблокирован с помощью искусственного затмения, создаваемого самим аппаратом. На таких изображениях хорошо видна структура внешней короны, а также корональные выбросы масс. Потоки солнечного ветра, связанные с корональными выбросами масс, могут вызывать самые сильные геомагнитные возмущения. LASCO C2 обозначают изображения внешней солнечнойкороны до расстояний в 8.4 миллионов километров от Солнца. LASCO C3- изображения короны до расстояний в 40 миллионов километров.
HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) - прибор на борту космической обсерватории SDO, измеряющий колебания и магнитное поле на поверхности Солнца или фотосфере. Инструмент HMI наблюдает за полным диском Солнца на длине волны 6173 ? с разрешением 1 угловая секунда. HMI позволяет получать векторные магнитограммы (карты фотосферного магнитного поля) каждый 45 секунд с точностью 10 Гс и с динамическим диапазоном?4 кГс.
Поток мягкого рентгеновского излучения Солнца (среднечасовые значения), регистрирующийся на геостационарной орбите на борту КА GOES-15 в двух энергетических диапазонах. Основная цель измерений ? регистрация вспышек на Солнце.
Скорость и плотность солнечного ветра, компоненты вектора межпланетного магнитного
поля, измеряемые приборами на КА АСЕ SWEPAM и EPAM в точке либрации L1. Дает
возможность следить за приходом в точку либрации высокоскоростных потоков солнечного ветра
и корональных выбросов массы.
Вариации потоков протонов и электронов в точке либрации по данным КА АСЕ и на
геостационарной орбите по данным КА GOES13 и Электро-Л. Основная цель измерений ?
регистрация солнечных космических лучей.
Вариации потоков электронов на геостационарной орбите по данным GOES13 и GOES15
характеризуют вариации релятивистских электронов внешнего радиационного пояса Земли.
Известно, что существует заметная связь между прохождением низкоширотных
корональных дыр (КД) по диску Солнца и регистрацией рекуррентных
высокоскоростных потоков СВ на околоземной орбите. КД видны как темные
области на ультрафиолетовых изображениях Солнца из-за пониженной
температуры и плотности плазмы. Границы и параметры КД, наблюдаемые на
изображениях, определяются автоматически с помощью алгоритма, основанного
на классификации точек изображения по пороговой интенсивности.
Относительная величина площади КД вычисляется путем нормирования на размер
диска Солнца без учета лимба
Площадь корональных дыр
Прогноз скорости солнечного ветра
Давление солнечного ветра на орбите Земли и расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы
Форма и положение границы магнитосферы определяются балансом давлений солнечного ветра и геомагнитного поля. Параметры межпланетной среды подвержены значительным изменениям, связанным с активными процессами на Солнце. Это приводит к изменениям размеров магнитосферы, в частности, к флуктуациям расстояния до подсолнечной точки. Находясь под постоянным воздействием солнечного ветра, магнитосфера Земли отображает вариации параметров межпланетной среды.
Магнитосфера Земли формируется при взаимодействии замагниченного солнечного ветра с геомагнитным полем. Когда солнечный ветер достигает окрестностей Земли, происходит поджатие геомагнитного поля и возникает магнитопауза, которая отделяет область, структура которой определяется преимущественно геомагнитным полем (магнитосферу 3емли) от области течения плазмы солнечного ветра. Под воздействием потока солнечного ветра происходит искажение силовых линий геомагнитного диполя и возникает специфическая магнитная конфигурация с силовыми линиями в ночной области, вытянутыми от Земли. На рисунке представлена структура магнитного поля в плоскости полдень-полночь, рассчитанная по параболоидной модели магнитосферы А2000 для текущего момента времени.
На графике показано изменение геомагнитного индекса Dst за последние сутки и его прогноз на один час вперед. Для построения прогноза используются искусственные нейронные сети. В качестве входных параметров модели используются значения параметров плазмы солнечного ветра и межпланетного магнитного поля, а также предыстория этих параметров и самого индекса Dst за сутки. Подробнее