Космическо време Space Weather Космическая погода

1. Космическо време SpaceWeatherКосмическая погода Представи и развитие

2. 1.Определения и представи за космическо време. • Определение според американската национална програма. • Space Weather refers to conditions on the sun and in the solar wind, magnetosphere, ionosphere, and thermosphere that can influence the performance and reliability of space-borne and ground-based technological systems and can endanger human life or health. • Adverse conditions in the space environment can cause disruption of satellite operations, communications, navigation, and electric power distribution grids, leading to a variety of socioeconomic losses.

3. Космическото време се отнася до състоянието на Слънцено и слънчевия вятър, магнитосферата, йоносферата, и термосферата които могат да влияят върху сигурността на космическите полети и наземно базираните технологични системи и могат да застрашат човешкият живот или здраве. • Неблагоприятните условия в космическата среда могат да причинят разрушаване на функциониращите спътници, комуникациите, навигацията, и електрозахранващата енергетична мрежа, водещи до разнообразни социално- икономически загуби.

4. Определение според Eвропейскатакосмическа програма COST 724. • Космическото време разглежда условията на Слънцето в околоземното пространство, които могат да въздействат върху здравето и живота на хората или върху функционирането и работоспособността на техническите системи. • (София, май 2007)

5. 2. Основни явления обуславящи космическото време. • Основен фактор за космическото време е слънчевата активност. • Слънчевата активност е съвкупност от явления и процеси, дължащи се на взаймодействието между магнитното поле на Слънцето и слънчевата плазма.

6. Области в слънчевата атмосфера:

7. Корона

8. Хромосфера

9. Коронарни дупки и активни области

10. Слънчеви магнитограми

11. Слънчеви петна във фотосфератаЧисло на Волф

12. 3.Наблюдения и анализ в различните области на явленията обуславящи космическото време • Слънце • Междупланетна среда • Магнитосфера • Йоносфера • Термосфера • Земя – средна и ниска атмосфера

13. Схема на физическите процеси които определят космическото време Aeronomy

14. 4. Основна класификация на моделите описващи космическото време • Емпирични модели – базират се на отношението между съответните параметри получени чрез статистически методи и от непосредствени наблюдения. • Физически модели – описват дадена подсистема на базата на количествени стойности между съответните параметри описвани с априори известни физически данни и закономерности.

15. Общо взето моделите се класифицират по следните характеристики: • По размерност 2D, 2,5 D, 3D. • По геометрия – съответно сферични, целиндрични за специфични проблими. • Числена схема, и пространство на оцифроване. • Физическо приближение.

16. Физически модели • 4,1 Модели за Слънцето • 4,1,1- Статични модели за равновесие и възтановяване на слънчевото коронарно магнитно поле. • 4,1,2- Динамични модели за описване на развитието на процесите се делят на два под вида:

17. 4,1,1 Възтановяване и изучаване на активните области от статични структури • Текущ свободен (потенциален) модел. Решения на Лапласови у-ния за потенциала на скаларните ф-ии и свързването им с магнитните полета • Линейно ускорителен – свободен модел. Нулево приближение не е приложимо за много активни области които имат магнитна енергия над минималната, което съответства на вертикалното разпространение на нормалното фотосферно магнитно поле. Използва се надлъжна компонента на магнитното поле. • Нелинейни ускорителни – свободни модели.

18. 4,1,2 Динамични модели • Първият клас модели, от динамичен тип, възникват поради невъзможността да се измерва коронарното магнитно поле.Структурата на активните области ще бъде оценявана преди еруптивни събития в ред определени съществени особенности на магнитните конфигурации. Така от една страна се реконстроира коронарното магнитно поле и така се решава уравнението на слънчевата атмосферна физика където граничните условия са стойности на магнитното поле измерени в “студената” фотосфера чрез векторни магнитографи. • Вторият клас модели изучават динамичната еволюция на активните области.Енергетичното натрупване и освобождаване в тези области, като източник за тяхна устойчивост, са описани от развитието на магнитните конфигурации който са принудени чрез движение чито източник може да бъде под – фотосферни (изплуващи потоци), фотосферата (границата на движение) или короната (взаимодействаики с други активни области). Тези модели решават широк кръг от задачи на Магнитната хидродинамика.

19. 4.2 Модели на междопланетната среда 4,2,1 Моделиране на слънчевият вятър • Моделиране на високо скоростен слънчев вятър свързан с коронарните дупки. • Моделиране на ниско скоростен слънчев вятър. • Моделиране на области на взаймодействие между високо скоростен и ниско скоростен слънчев вятър. • Моделиране на текущото хелиосферно пространство. • Моделиране на състоянието на междупланетната среда при изхвърляне на коронарно вещество свързано или не със избухване.

20. Моделиране на взаймодействието на слънчевия вятър с космическите лъчи • Моделите описващи разпространението на Космическите лъчи през слънчевия вятър се базират на уравнения от втори ред чиито основни въведени параметри са характеристиките на слънчевия вятър и междупланетното магнитно поле.

21. 4.3 Моделиране на Магнитосферата • Магнитосферата основно се дели на три области: Плазмосфера ; Радиационни пояси; Вътрешен пръстен. • Плазмасферата е свързана със студената плазма която ротира заедно със Земята • Радиационни пояси се генерират от високо енергетични йони и електрони • Съществува протонен радиационен пояс L ~ 2.5 ~ 10000km Е= 1 MeVL~1.4 ~ 2500km ; 50 MeV • Електронен радиационен пояс имащ два максимума възникващи във вътрешната и външната електронни пояси. Вътрешния пояс 500 KeV; L=1.4 ; Външния пояс L=4. • Вътрешния пръстен се отнася «за тези частици във вътрешната магнитосфера които допринасят съществено за общата постоянна плътност»....... Простира се от 2 Re до 9 Re.

22. 4,3,1 Глобални магнитосферни модели • Емпирични модели - Модел на Циганенко • Магнито хидродинамични симулации • Кинетични модели • - Ефекти в плазмата от магнитното поле • - Взаймодействие между отделни вълни в плазмата

23. 4.3.2 Специфични и прогностични модели • За първично въвеждани параметри в тези модели се използва: • - Кр и Dst геомагнитни индекси • - Потенциала в полярният касп и на авроралната граница • -плътността и скоростта на слънчевият вятър и междупланетното магнитно поле. • Вторично въвеждани параметри: • - Сума от Кр • - Ускорения поток от частици и профила на потенциала от спътници.

24. Специфични модели • Модели за текущите пръстени • Модели за отделните радиационни пояси. • - Емпиримни • - Физически • -- взаймодиествие на частица с частица • --взаймодействие вълна – частица • --кулоново взаймодействия • -- влияние на плазмата

25. Йоносферно – термосферна система • Областа от 90 до 300 км се характеризира с малка атмосферна плътност. От долу на нагоре температурата е от 180 К до 1000 К. Над 300 км тя е постоянно 1000 К. Тази област е директно подложена на UV и EUV радиация както и на аврорални изсипвания на частиции. • В тези модели се изчислява електранната и йонна плътност както и неутралната компонента. Оценяват се тези стойности от климатична, сезонна и от вариациите на слънчевата активност.

26. Основните типове модели се делят на: • полу- емпирични и емпирични модели • физически модели • Физическите модели на йоносферата и термосферата използват за въвеждане резултатите от емпиричните модели за конвекцията на електрическото поле и авроралните изсипвания от магнитосферата.

27. 4.4 Йоносферни модели • --Полу – емпиричен ниско широчинен йоносферик модел (SLIM) (Anderson et al.,1987) • --Пълен аналитичен йоносферен модел (FAIM) (Anderson et al.,1989) • --Параметричен в реално време йоносферен специфичен модел (PRISM) (Daniell 1995) • InternationalReferenceIonosphere(IRI) (Anderson et al.,1987)

28. 4.5 Термосферни модели • Термосферните полу – емпирични модели се базират на на хипотезата на статичната независимост на дифузното равновесие на отделните термосферни съставни части над 120 км. • Вариациите на температурата и концентрацията на газове е разгледана в зависимост от сезона, ширината, локалното време на Слънцето, слънчевият поток представен с f10.7 , индекси на геомагнитната активност като Ар или Кр.

29. Такива полу – емпирични модели са: • -Пълзящия температурен модел на (Barlier еt al.,1978) DTM-78 • -Пълзящия температурен модел на (Barlier еt al.,1998) DTM-94 • -COSPAR InternationalReferenceAtmosphere(CIRA) • MSISE-90 (MSISExtented,Hedin,1991)

30. Физически модели за тертосферата и йоносферата • -Phillips Laboratory Global Theoretical Ionospheric Model (GTIM;Anderson et al.,1996) • -TRANSCAR model (Lilensten and Blelly, 2002)

31. Модели за електрическите полета и авроралните изсипвания • - Модел на Heppner-Maynard базращ се на данни от спътника OGO 6 – измерващ профилите на електрическият потенциал (Heppner, Maynard,1987) • -UAF Eulerian Polar Ionosphere Model (Weimer,1996) • -Izmiran Electrodynamic Model (IZMEM, Feldsteinet at al 1984) • -AFGL Electron Precipitation Model (Hardy et al., 1987) • -AFGL Ion Precipitation Model (Hardy et al., 1989)

32. Аерономични модели за въздействието на EUV/ UV • - Първият представителен модел на екстремно UV излъчване от Слънцето за айрономични приложения е на Hinteregger(1981). • - SME,OSO;AEROS; Tobiska (Tobiska, 1991; Tobiska, Eparvier,1998) • - SOLAR2000 (Tobiska at al 2000)

33. http://modelweb.gsfc.nasa.gov/

34. 5.Подходи за предсказване на промени в космическото време. • Емпирични • Числени методи за прогнозиране на отделни физически параметри в отделни сектори • Аналитичнифизически решения

35. Nobeyama Radioheliographhttp://solar.nro.nao.ac.jp/norh/index.html

36. В някои части на Слънцето електроните се ускоряват до почти скорост на светлината повреме на избухване и причиняват силни радио излъчвания. Фигурата показва от 02-11-1992 избухването което става на западният край на Слънцето. Интензивността става повече от колкото 1GK (10^9 Келвина) в констраст със слънчевия диск които е 10,000 K.

37. Nobeyama Radioheliograph може да наблюдава плазмата с температура на 10^6 К. Фигурата показва избухването от16-03-1993 год. В левата картина на диска се показва мекото Ренгеново изображение уловено от спътника Yohkoh, и дясната картина е показано уловеното излъчване на 17 GHz. Примко – подобна сруктура е като даденос. Но деталното изучаване показва интензивното разпространение с малки разлики в тези картини. Това е защото температурата е различна в примката.

38. Nobeyama Radioheliograph може да наблюдава изпъкналости (нишки) които имат относително ниска температура (10,000 K) всравнение с други явления на Слънцето. Тази фигура показва ерупцията от 31-07-1992. Това е комбинирана картина. Три влакна вън от лимба са снимани в отделни моменти на една ерупция. Образа на диска е негатив за меките ренгенови лъчи има образ, в които са означени аркадните избухвания след ерупцията.

39. ACE RTSW News and Announcementshttp://www.swpc.noaa.gov/ace/ Dynamic Plots Dynamic ACE RTSW Plots • ACE RTSW data are real-time "ESTIMATED" data processed for operational use. Do not cite. • 2-, 6-, and 24-hour plots automatically update at the averaged data rate (1 or 5 minutes). • 3-day and 7-day plots update once an hour.

40. MAG_SWEPAMSOLAR WIND:Mag field& Plasma7 days

41. MAGMagneticField7 days

42. SWEPAMPlasma 7 days

43. EPAMLowEnergyElectrons& Protons7 days

44. Latest SOHO Imageshttp://sohowww.nascom.nasa.gov/data/latestimages.html

47. Today’s Space Weather http://www.sec.noaa.gov/today.html

49. SPACE WEATHERCurrent conditionshttp://www.spaceweather.com/

50. ИЗМИРАН Центр прогнозов геофизической обстановки http://forecast.izmiran.ru/