Мониторинг рентгеновского излучения
|
Наша звезда обладает цикличностью, во время которой отмечают вспышки на Солнце. Эти солнечные вспышки характеризуются колоссальным энергетическим выбросом, воздействующим на планетарную погоду, а также поведение и здоровье живых организмов. Но их нельзя наблюдать без особых технологий. Здесь вы можете узнать состояние вспышек на Солнце в реальном времени в режиме онлайн. Также можно проверить прогноз солнечной погоды на сегодня, чтобы осознавать, к чему подготовиться. Ниже на графике представлен поток протонного излучения Солнца, получаемый со спутников серии GOES в режиме реального времени. Протонные солнечные вспышки - вспышки, во время которых в окрестностях Земли можно зарегистрировать потоки ускоренных ядер водорода, обладающих энергиями в диапазоне от единицы до сотни миллионов электрон-вольт (солнечные космические лучи). Конечно, абсолютно все процессы, которые сопровождаются ускорением частиц на Солнце, не входят в предложенное выше определение, т.к. в некоторых случаях поток протонов может и не достигнуть околоземного пространства. 
ПРОГНОЗЫ ПОГЛОЩЕНИЯ В ОБЛАСТИ D (D-RAP)
Продукт поглощения D-области учитывает операционное влияние потока солнечного рентгеновского излучения и событий SEP на ВЧ-радиосвязь. Связь на большие расстояния с использованием высокочастотных (ВЧ) радиоволн (3–30 МГц) зависит от отражения сигналов в ионосфере. Радиоволны обычно отражаются вблизи пика слоя F2 (высота ~300 км), но на пути к пику F2 и обратно сигнал радиоволн затухает из-за поглощения промежуточной ионосферой. Модель прогнозирования поглощения в D-области используется в качестве руководства для понимания деградации ВЧ-радио и отключений, которые это может вызвать. Вспышки на СолнцеВспышек
класса С и выше на Солнце не было.
Что такое солнечная вспышка? С выбросом магнитной энергии, электроны, протоны и тяжелые ядра прогреваются и ускоряются. Обычно энергия достигает 1027 эрг/с. Крупные события поднимаются до 1032 эрг/с. Это в 10 миллионов раз больше, чем при извержении вулкана. Солнечная вспышка делится на 3 этапа. Сначала отмечают предшествие, когда выпускается магнитная энергия. Можно зафиксировать событие в мягком рентгеновском излучении. Далее протоны и электроны ускоряются до энергии выше 1МэВ. На импульсном этапе высвобождаются радиоволны, гамма-лучи и жесткие рентгеновские волы. На третьем видно постепенное возрастание и распад мягких рентгеновских лучей. Длительность охватывает от нескольких секунд до часа. Вспышки распространяются в солнечной короне. Это внешний атмосферный слой, представленный сильно разреженным газом, прогретым до миллиона градусов Цельсия. Внутри температура вспышки поднимается до 10-20 миллионов Кельвинов, но может вырасти до 100 миллионов Кельвинов. Корона выглядит неравномерной и огибает экватор в виде петли. Они объединяют области мощного магнитного поля – активные области. В них находятся солнечные пятна. Частота вспышек сходится с однолетним солнечным циклом. Если он минимальный, то активные области небольшие и редкие, а вспышек мало. Число растет с приближением звезды к максимуму. Вы не сможете увидеть вспышку в простом обзоре (не пытайтесь, иначе повредите зрение!). Фотосфера слишком яркая, поэтому перекрывает событие. Для исследований используют специальные инструменты. Радио и оптические лучи можно наблюдать в земные телескопы. А вот рентгеновские и гамма-лучи нуждаются в космических аппаратах, потому что они не пробиваются сквозь земную атмосферу. Справочный материал Отслеживает и измеряет мощность солнечных вспышек Геостационарный эксплуатационный спутник наблюдения за окружающей средой (англ. Geostationary Operational Environmental Satellite или GOES). Данные на графике ведутся со спутников слежение GOES 15 и GOES 14. Вспышки на Солнце делятся на пять классов в зависимости от мощности рентгеновского излучения: A, B, C, M, X. Минимальный класс A (0.0) соответствует мощности излучения на орбите Земли в 10 нановатт на квадратный метр. При переходе к следующей букве мощность увеличивается в десять раз. На графике потока рентгеновских лучей красная и синяя линии – обозначают диапазоны длины волны мягкого рентгеновского излучения. Синяя линия на графики показывает поток энергии в единицах Ватт/м^2 от солнечной вспышки в диапазоне мягкого рентгеновского излучения от 0,5 Å до 5,0 Å. Красная линия показывает поток в тех же единицах рентгеновских лучей в диапазоне мягкого рентгеновского излучения от 1,0 Å до 8,0 Å. На графике используется единица измерения длины световой волны Ангстрем (обозначается буквой Å) – эта внесистемная единица длины, которая равна 1 Å = 0,1 нм (нанометр). К-индекс - это квазилогарифмический индекс (увеличивается на единицу при увеличении возмущенности приблизительно в два раза), вычисляемый по данным конкретной обсерватории за трехчасовой интервал времени. Для вычисления индекса берется изменение магнитного поля за трехчасовой интервал, из него вычитается регулярная часть, определяемая по спокойным дням, и полученная величина переводится по специальной таблице в К-индекс. Планетарный Kp-индекс вычисляется как среднее значение К-индексов, определенных на 13-ти геомагнитных обсерваториях, расположенных между 44 и 60 градусами северной и южной геомагнитных широт. Графики измерения потока протонов и электронов от Солнца.Регистрация потоков солнечных протонов проводится спутником GOES 13. Измерение потока протонов проводится в 3-х диапазонах энергии: - красная линия с энергией протона >=10 МэВ; - синяя линия с энергией протона >=50 МэВ; - зеленая линия с энергией протона >=100 МэВ. Интенсивность потока солнечных протонов измеряется – протон/ смˉ²• сˉ¹• срˉ¹, т.е. число протонов, падающих за 1 сек на поверхность 1 см^2 в телесный угол 1 стерадиан. Регистрация потока электронов ведется с двух спутников GOES 15, GOES 13 в 2-х энергетических диапазонах энергий >=2 МэВ и >=0,8 МэВ. Интенсивность потока электронов измеряется – электрон/ смˉ²• сˉ¹• срˉ¹, т.е. число электронов, падающих за 1 сек на поверхность 1 см^2 в телесный угол 1 стерадиан. (Статья в разработке). ACE СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР В РЕАЛЬНОМ ВРЕМЕНИЭлектроны с низкой энергией - электронно-протонный альфа-монитор (EPAMe) 
Протоны низкой энергии - электронно-протонный альфа-монитор (EPAMp) 
Протоны низкой энергии - электронно-протонный альфа-монитор (EPAMp) 
Электронно-протонный альфа-монитор магнитного поля и солнечного ветра (SWEPAM) 
Магнитное поле 
Плазма - Электронно-протонный альфа-монитор солнечного ветра (SWEPAM) 
Плазма - Электронно-протонный альфа-монитор солнечного ветра (SWEPAM) 
Протоны высоких энергий - солнечный изотопный спектрометр (SIS) 
Электроны и протоны низкой энергии - электронно-протонный альфа-монитор (EPAM) 
Спутник NASA Advanced Composition Explorer (ACE) позволяет SWPC заблаговременно предупреждать о геомагнитных бурях. Геомагнитные бури представляют собой стихийные бедствия, такие как ураганы и цунами, которые Центр прогнозирования космической погоды (SWPC) Национального управления океанических и атмосферных исследований (NOAA) прогнозирует для общественного блага. Геомагнитные бури влияют на электроэнергетическую сеть, работу самолетов, GPS, пилотируемые космические полеты и работу спутников, и это лишь некоторые из наиболее разрушительных последствий. Сильные геомагнитные бури могут привести к отключению электроэнергии на большой территории. Расположение ACE в точке либрации L1 между Землей и Солнцем, примерно в 1 500 000 км впереди Земли, позволяет ACE заранее предупреждать до одного часа о наступлении разрушительных явлений космической погоды на Землю. Используя эти данные, SWPC выпускает предупреждения о надвигающихся геомагнитных бурях. ПРОГНОЗ ОБЩЕГО ЭЛЕКТРОННОГО СОДЕРЖАНИЯ CTIPE 
График иллюстрирует интегральную плотность электронов по высоте (TECU, 1 TECU = 1,e16 электронов/квадратный метр), также называемую вертикальным полным электронным содержанием (VTEC), в зависимости от широты (от -90 до 90 градусов) и долготы (0-360 градусов) от Связанная термосферно-ионосферно-плазмосферная электродинамическая модель (CTIPe). CTIPe — это современный исследовательский инструмент, используемый в Центре прогнозирования космической погоды для изучения термосферно-ионосферных явлений с целью разработки алгоритмов прогнозирования и прогнозирования космической погоды. Цели состоят в том, чтобы понять и количественно оценить важность механизмов в верхних слоях атмосферы, влияющих на деятельность человека, и разработать новые методы мониторинга и прогнозирования. 
 F10,7 СМ РАДИОИЗЛУЧЕНИЕПоток солнечного радиоизлучения на частоте 10,7 см (2800 МГц) является отличным индикатором солнечной активности. Часто называемый индексом F10.7, это один из самых длинных отчетов о солнечной активности. Радиоизлучение F10.7 возникает высоко в хромосфере и низко в короне солнечной атмосферы. F10.7 хорошо коррелирует с количеством солнечных пятен, а также с рядом записей ультрафиолетового (УФ) и видимого солнечного излучения. F10.7 постоянно измеряется в Канаде с 1947 года, сначала в Оттаве, Онтарио; а затем в Пентиктонской радиообсерватории в Британской Колумбии, Канада. В отличие от многих солнечных индексов, поток радиоизлучения F10.7 можно легко надежно измерить изо дня в день с поверхности Земли при любых погодных условиях. Сообщается в «единицах солнечного потока» (sfu), F10.7 может варьироваться от менее 50 sfu до более 300 sfu. в течение солнечного цикла. Эти измерения F10.7 предоставлены Национальным исследовательским советом Канады в сотрудничестве с Министерством природных ресурсов Канады. Дополнительную информацию о канадских службах мониторинга солнечной погоды можно найти по адресуhttps://www.nrc-cnrc.gc.ca/eng/solutions/advisory/solar_weather_monitori...(ссылка внешняя) Индекс F10.7 оказался очень полезным для определения и прогнозирования космической погоды. Поскольку это длинная запись, она обеспечивает климатологию солнечной активности за шесть солнечных циклов. Поскольку он исходит из хромосферы и солнечной короны, он отслеживает другие важные выбросы, образующиеся в тех же областях солнечной атмосферы. Излучение экстремального ультрафиолета (EUV), воздействующее на ионосферу и изменяющее верхние слои атмосферы, хорошо отслеживается с индексом F10.7. Многие ультрафиолетовые излучения, воздействующие на стратосферу и озон, также коррелируют с индексом F10.7. И поскольку это измерение может быть выполнено надежно и точно с земли в любых погодных условиях, это очень надежный набор данных с небольшим количеством пробелов или проблем с калибровкой. РАДИАЦИОННЫЕ ПОЯСА Радиационные пояса — это области повышенной популяции энергичных электронов и протонов, окружающие Землю в космосе. Эти пояса очень динамичны, увеличиваются и уменьшаются во временных масштабах от минут до лет. Высокий уровень радиации, вызванный энергичными электронами и протонами, делает этот регион очень суровым для спутников. Радиационные пояса Земли, обнаруженные вскоре после запуска первого американского спутника в 1958 году, были одним из самых ранних открытий космической эры. С тех пор, несмотря на то, что многие спутники производили наблюдения за тем, как они проходят через пояса, многое еще не известно о процессах, которые вызывают возбуждение, перенос и потерю частиц радиационных поясов. Однако существует хорошее понимание типичных свойств радиационных поясов, включая их расположение и некоторые процессы, которые контролируют интенсивность и изменчивость радиационных поясов. Движение и динамика частиц радиационного пояса в значительной степени контролируются магнитными и электрическими полями в космосе и тем, как эти поля меняются в результате взаимодействия между солнечным ветром и магнитной и плазменной средой Земли. Электроны с типичными энергиями выше 0,1 миллиона электрон-вольт (МэВ) находятся как во внутреннем поясе (примерно от 1,5 до 3 Re (земных радиусов) над центром Земли в экваториальной плоскости), так и во внешнем поясе (примерно от 3-10 Re). ). Между двумя электронными поясами образуется так называемая «щелевая область» в результате потерь из-за взаимодействия электронов с электромагнитными волнами, называемыми вистлерами. Радиальное расположение и интенсивность поясов электронного излучения чрезвычайно изменчивы, и прогнозирование этой изменчивости является одной из основных задач для прогнозистов космической погоды. Протоны высоких энергий с типичной энергией более 10 МэВ образуют один пояс, который простирается примерно от 1,1 до 3 радиусов Земли. Энергетические частицы, составляющие радиационные пояса, могут быть опасны для спутников и космонавтов в космосе, а также могут оказывать воздействие на ионосферу Земли и верхние слои атмосферы. Например, протоны радиационного пояса с высокой энергией и галактические космические лучи с еще более высокой энергией могут изменить электронное состояние чувствительных электронных устройств на спутниках, что приведет к компьютерным ошибкам или сбоям. В случае высокоэнергетических электронов они могут нанести серьезный ущерб спутниковым кабелям и компьютерным микросхемам в результате процесса, называемого глубокой диэлектрической зарядкой, который завершается вредными разрядами. Когда электроны МэВ выпадают в верхние слои атмосферы Земли, они могут истощать озон и влиять на химические процессы в атмосфере. МОДЕЛЬ ПРОГНОЗА РЕЛЯТИВИСТСКИХ ЭЛЕКТРОНОВ
График REFM отображает данные наблюдений и прогнозов примерно за 30 дней. Предыдущие значения прогноза сохраняются на экране для сравнения с наблюдаемыми данными. Символы на графике соответствуют 24-часовому флюенсу электронов >2 МэВ на геосинхронной орбите, наблюдаемому или прогнозируемому. Прогнозируемые и наблюдаемые значения плотности потока за последний 24-часовой период показаны пунктирными вертикальными линиями. Прогнозы на 1, 2 и 3 дня показаны справа от пунктирных вертикальных линий. Легенда в левом нижнем углу указывает символ и цветовую кодировку, используемые для наблюдаемых и прогнозируемых значений. Правый нижний угол содержит последние наблюдаемые и прогнозные значения на 1-3 дня в табличном формате. Значения также имеют цветовую кодировку таким же образом, как и графические символы. Указанная дата действительна в начале 24-часового периода.9 (см 2 с ср) -1 , отображается предупреждающее сообщение. Красные линии (сплошные для наблюдаемых и пунктирные для прогноза) появляются в верхней части графика, соответствующие применимым дням. Предупреждающее сообщение также появляется в легенде. ГРАФИК ГЕОМАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ GEOSPACE  График глобальной геомагнитной активности Geospace отображает значения солнечного ветра в реальном времени, баллистически распространяющиеся от орбиты L1 до 32 Re на верхней границе геокосмической модели Мичиганского университета (четыре верхние панели). Распространенные значения солнечного ветра используются для управления геокосмической моделью Мичиганского университета, которая выводит 1-минутные предсказанные оценочные значения Kp и Dst (две нижние панели). В дополнение к значениям прогноза для Kp (зеленая линия) и Dst (белая линия), наземные истинные данные для Kp (оценка SWPC за 3 часа Kp; бирюзовая линия) и Dst (киотский 1-часовой быстрый просмотр Dst; красная линия) нанесены для сравнения. Вертикальная фиолетовая линия (на 3-часовом и 1-дневном графиках) указывает текущее время, а данные, нанесенные справа от фиолетовой линии, показывают прогноз для краткосрочного прогноза на Земле. Модель Geospace может предоставлять прогнозы Kp и Dst с заблаговременным предупреждением примерно от 30 до 60 минут, в зависимости от скорости солнечного ветра. Глобальные индексы активности, такие как индекс геомагнитной активности Kp и индекс времени бури возмущений Dst, полезны для широкой клиентской базы, а также как индикаторы того, насколько хорошо работает модель. Для получения информации об официальном индексе Kp посетите веб-страницу официального индекса Kp .(ссылка внешняя) в Немецком исследовательском центре наук о Земле (GFZ). Значения Dst получены из Мирового центра данных по геомагнетизму .(ссылка внешняя) в Киото. Это Quicklook Dst(ссылка внешняя) значения, поэтому эти значения не проверены, могут содержать неточности и могут быть изменены. *** Обратите внимание, что на этих графиках не отображается официальный прогноз SWPC , вместо этого они отображают руководство по модели, которое синоптики могут использовать для создания официального прогноза. Также обратите внимание, что холодные перезапуски модели Geospace могут происходить при отсутствии данных о солнечном ветре более 2 часов. Когда это происходит, предсказанные моделью значения Kp и Dst становятся равными нулю, и может пройти несколько часов или более, в зависимости от уровня геомагнитной активности, прежде чем модель вернется в состояние равновесия. Космическая радиация Космическая радиация (космические лучи) бывает двух типов: солнечная и галактическая. Источник первой ясен из названия - это потоки элементарных частиц и ядер атомов, которые с высокой энергией разлетаются от Солнца. Источником галактической радиации являются события в Галактике, связанные с высоким выделением энергии на порядки превышающие энергию спокойного свечения звезд - прежде всего взрывы сверхновых. Свойства космических лучей зависят от их природы и энергии. Главные составляющие солнечных космических лучей - это ядра атомов водорода и гелия - протоны и альфа-частицы. Потоки солнечного излучения относят к низко- и среднеэнергичным. Поверхность Земли от них защищается атмосферой и магнитным полем. Галактические частицы могут являться ядрами атомов более тяжелых элементов и относятся к высокоэнергичным частицам. Земное магнитное поле на них практически не действует, и только атмосфера способна задержать и разрушить частицу, которая породит широкий атмосферный ливень. Глазами увидеть его нельзя и для изучения используются специальные детекторы. Полярные сияния - это не сама космическая радиация, а результат ее воздействия на нашу атмосферу. Мы видим свечение атомов и молекул атмосферных газов, возбужденных столкновением с космическими частицами. Самые яркие цвета сияний - зеленый и красный. Зеленым светятся азот и кислород на высоте 110 км, а красным - кислород на высоте 200-400 км. Хотя оттенков свечения может быть множество, в зависимости от атмосферных условий и свойств потоков космических частиц.
 
|
