Pogoda kosmiczna - strona po aktualizacji

Permanentny stan zachmurzenia całkowitego lub dużego na tyle, że właściwie nadal można by zapaść w sen zimowy zapominając o wyglądzie nocnego nieba był w ostatnim czasie sytuacją, która popchnęła mnie ku zrobieniu pewnych porządków w panelu pogody kosmicznej. Skoro już nie można nacieszyć się rozgwieżdżonym niebem - iskrzącego się pięknie Oriona widziałem w tym sezonie bodaj 2 razy - to warto wykorzystać ten czas na pewne porządki aby go całkowicie nie zmarnować. A skoro nasza Dzienna Gwiazda zaczyna dokazywać coraz solidniej, po paruletniej przerwie spowodowanej brakiem akcji na Słońcu wykorzystywany przez Was na potęgę w poprzednim cyklu słonecznym panel pogody kosmicznej znów zaczyna cieszyć się coraz większym zainteresowaniem.

Przechodził on w ostatnich tygodniach systematyczne porządkowanie, usuwanie niedziałających lub nieaktualnych elementów i wprowadzenie nowych wraz z koniecznymi objaśnieniami na temat interpretacji danych, dlatego dzisiaj bardziej wpis techniczny co się w tym panelu zmieniło i jak się posiłkować nowościami w nim dostępnymi. 25. cykl aktywności słonecznej się rozpędza więc a nuż - ktoś z Was, zwłaszcza potencjalny niezainteresowany dotąd tematem czytelnik zainteresuje się naszą najbliższą gwiazdą i tym, co z jej aktywnością jest zawsze naszym upragnionym na niebie widokiem - zarówno w kontekście obserwacji dziennych (piękne, rozbudowane grupy plam), jak i nocnych (zorza polarna).

Pogoda kosmiczna - lista zmian

- obrazy Słońca - od teraz po kliknięciu w miniaturę otwierają się w nowej karcie przeglądarki tak abyście nie musieli za każdym razem jak dotychczas to bywało cofać się do bloga lub wchodzić na niego powtórnie, gdyby karta z obrazem została zamknięta. Najnowszy obraz Słońca z sondy SDO otwiera się w optymalnej rozdzielczości 1024x1024 tak aby ładował się możliwie szybko na urządzeniach mobilnych i komputerach, ale jeśli odczujecie potrzebę otwarcia większej rozdzielczości, wystarczy, że ręcznie zmienicie w pasku adresu w przeglądarce wartość 1024 na 2048 lub 4096. Dotyczy to wszystkich obrazów w ultrafiolecie w różnych długościach fal jak i w świetle widzialnym (szarym i zabarawionym dającym nam "Słońce-pomarańczkę").

- schematy i diagramy dotyczące warunków aktywności geomagnetycznej - otwierają się w nowej karcie przeglądarki na tej samej zasadzie jak obrazy Słońca, z tym, że przekierowują do zaktualizowanych grafik bezpośrednio w NOAA/SWPC. Dotyczy to także emisji rentgenowskiej, czyli bieżącej aktywności rozbłyskowej Słońca (punkt 1 w zestawieniu danych), którą SWPC od pewnego czasu prezentuje już nie w formie statycznych plików jak w minionym cyklu słonecznym, ale konfigurowalnym przez użytkownika schemacie mogącym być dowolnie uszczegóławianym w wybranym przez siebie okresie, zamiast jedynie ostatnich 6 godzinach. SWPC umożliwia obecnie wgląd w ostatnich 7 dni aktywności rozbłyskowej i możliwość uszczegółowienia dowolnego okresu w tym 7-dniowym zakresie.

- zaburzenia w ziemskim polu magnetycznym (indeks Kp) - SWPC prezentuje je teraz w odmienionej formie, dlatego czytelnicy muszą się przyzwyczaić do tego, że nie zawsze okresy z burzową pogodą kosmiczną będą na tych co 3 godziny aktualizowanych słupkach zaznaczane na czerwono. Jest to według mnie najbardziej niefortunna zmiana poczyniona przez SWPC, która w moim odczuciu doskonale wypełnia porzekadło, że lepsze jest wrogiem dobrego. Do tej pory byliśmy przyzwyczajeni, że okresy spokojnych warunków (Kp 1-3) były podawane w jednolitym zielonym odcieniu, okres niestabilności (Kp=4) sugerujący podwyższoną aktywność geomagnetyczną, ale nie na poziomie burzy i będący stanem przejściowym między burzą a spokojem bywał zaznaczany żółtymi słupkami, zaś każdy 3 godzinny epizod ze stanem burzy magnetycznej niezależnie od jej aktywności obrazowały słupki czerwone.

Było to w moim odczuciu idealne rozróżnienie bez zbędnych wodotrysków, tymczasem od pewnego czasu wszystkie okresy spokojnych warunków wraz ze stanem niestabilności (Kp=4) są prezentowane w słupkach zielonych, a okresy burzowej pogody kosmicznej od Kp=5 wzwyż w osobnych odcieniach od żółci (słaba burza magnetyczna kategorii G1) przez odcienie pomarańczy (umiarkowana-silna burza kategorii G2-G3) po głęboką czerwień dla ciężkich i ekstremalnych burz kategorii G4-G5. Jeśli więc pojawi się żółty słupek to nie będzie to zaledwie "niestabilność" w ziemskim polu magnetycznym jak dotychczas, ale już słaba burza magnetyczna kategorii G1 - do tej pory było to czytelnie rozróżnione, tak jak obrazuje to miniaturka (grafika nr 3 wśród danych nt. pogody kosmicznej) z sentymentu pozostawiona na podstronie.

- 3-dniowe zbiorcze zestawienie strumienia emisji rentgenowskiej, protonów i aktywności geomagnetycznej (punkt 7 w zestawieniu danych) - schematy aktualizowane automatycznie ukazują orientacyjnie aktywność rozbłyskową Słońca w ostatnich 72 godzinach z odniesieniem do blockoutów radiowych (skala R), natężenie protonów emitowanych w następstwie silniejszych rozbłysków z odniesieniem do burz radiacyjnych (promieniowania) jakie mogą te cząsteczki wywoływać (skala S) oraz globalnego indeksu Kp odnoszącego się do zaburzeń ziemskiego pola magnetycznego wywoływanych napływem wiatru słonecznego, mogącego wywoływać burze magnetyczne (skala G). Jest to zbiorcze zobrazowanie wspomnianych trzech elementów w ogólnym ujęciu, bez uszczegóławiania, ale z racji na zbiorczy charakter dające szybki wgląd w główne elementy pogody kosmicznej.

- zapętlone w animację obrazy z koronografu LASCO C3 na pokładzie sondy SOHO z ostatnich 3 dni (punkt 11 w zestawieniu danych) - o ile dotychczas dostępne były zdjęcia jako statyczny obraz najnowszy w danym momencie, o tyle teraz zostaje ten zestaw wzbogacony o automatycznie aktualizowaną animację ukazującą wszystkie koronalne wyrzuty masy (CME) uwalniane ze Słońca w przeciągu ostatnich 72 godzin. Wszystkie - a więc mnóstwo tych, które nie są kierowane ku Ziemi, lub wręcz w zupełnie odwrotnym kierunku. LASCO rejestruje wszystkie CME bez względu na to, czy pochodzą one ze źródeł po dostrzegalnej z Ziemi półkuli słonecznej czy z drugiej, niewidocznej strony - takie CME są siłą rzeczy emitowane w całkowicie odwrotnym kierunku, aniżeli do naszej planety.

Znaczna większość CME nas omija, zatem jeśli czasem zdarzy się zwiększona ilość wyrzutów zarejestrowanych w ciągu 3 ostatnich dni na takiej animacji, to niekoniecznie musi to być zwiastunem nadchodzących burz magnetycznych i nirwany dla obserwatorów spragnionych zórz polarnych. Animacja ta jest zatem podglądem na ogólną aktywność Słońca w zakresie emisji koronalnych wyrzutów masy, które mogą lecz nie muszą być połączone z aktywnością rozbłyskową. Niekiedy CME są efektem erupcji protuberancji lub niezwiązanych z plamami zjawisk zachodzących w fotosferze i koronie słonecznej, stąd nie zawsze duża ich ilość musi być skorelowana z okresami silnych rozbłysków.

- zobrazowanie graficzne aktualnego kierunku pola magnetycznego wiatru słonecznego (Bz), nasilenia zmiany, i prędkości wiatru (punkt 13 w zestawieniu danych) - ten automatycznie aktualizowany co 10 minut schemat jest w dużym stopniu uproszczony w porównaniu ze szczegółowo rejestrowanymi danymi nt. wiatru słonecznego z sondy DSCOVR, jednak można z niego zawsze odczytać 4 ważne dla aktywności geomagnetycznej wartości.

W pierwszej kolejności schemat pozwala ocenić aktualne nasilenie pola magnetycznego (Bz) wiatru słonecznego (mierzone w nanoteslach, w osi y) oraz jego skierowanie - wahające się między północnym a południowym. Skierowanie północne blokujące rozwój aktywności geomagnetycznej zobrazowane jest przez zielone tło i dopóki "wahadełko" znajduje się w tym polu możemy mieć pewność, że w danym momencie pogoda kosmiczna wzburzana być nie może. Po drugie w zależności od długości "wahadełka" możemy ocenić orientacyjnie prędkość wiatru słonecznego napływającego na Ziemię (w km/sek. - wzdłuż osi x). Zależnie od nasilenia południowego skierowania Bz i prędkości wiatru rosnąć będzie potencjał do zaistnienia stanu burzy magnetycznej - i to jest po trzecie - obrazowanego polem czerwonym, pozwalającym orientacyjnie ocenić do jakiej wartości musiałyby zmienić się prędkość wiatru i Bz, aby w danym momencie mogła zaistnieć burza magnetyczna.

Stan podwyższonej aktywności geomagnetycznej, lecz niekoniecznie burzy - obrazuje pole pomarańczowe - to jest po czwarte - kiedy "wahadełko" je osiąga możemy wzmocnić naszą czujność na ewentualność burzy, choć nie musi to być odczytywane od razu jako gotowość zorzowa. Co ważne, należy pamiętać, że z tego schematu nie odczytamy całkowitego natężenia pola magnetycznego wiatru słonecznego (Bt), które wyznacza potencjał do wzburzania pogody kosmicznej i zakres wahań, którym może ulegać obrazowany tutaj parametr skierowania pola (Bz). Całkowite natężenie (Bt) dostępne jest jako krzywa biała w zestawieniu warunków wiatru słonecznego w pierwszym od góry polu danych z sondy DSCOVR.

- model absorpcji D-RAP 1dB (punkt 18 w zestawieniu danych) - kolejna nowość, tym razem dla "radiowców" i wszystkich, którzy są w jakiś sposób zależni od komunikacji radiowej w warunkach dziennych. Model ten ukazuje aktualne zaburzenia propagacji sygnałów radiowych fal wysokiej częstotliwości (HF) w paśmie 3-30 MHz oraz niskiej częstotliwości (LF) w paśmie 30-300 KHz w obszarze D jonosfery. Obszar D to najniższa jej warstwa rozciągająca się na wysokości 60-90 km. Aktywność rozbłyskowa Słońca powoduje zanikanie odbioru sygnału radiowego (blackouty) wskutek podwyższonej jonizacji wywołanej emisją rentgenowską szczególnie intensywnie wydzielaną podczas rozbłysków.

Silne rozbłyski mogą uniemożliwiać daleką łączność radiową w podanych zakresach fal radiowych powodując kilkunastominutowe do nawet kilkugodzinnych przerwy występujące na osłonecznionej części Ziemi w trakcie danego rozbłysku i bezpośrednio po nim, dlatego nie musimy się ich obawiać przebywając po nocnej stronie Ziemi. Blockouty zanikają, a propagacja radiowa poprawia się stopniowo wraz z upływem czasu od danego rozbłysku - tym szybciej, im niższą energię on osiągnął. Sygnał radiowy na osłonecznionej półkuli w pewnym stopniu absorbowany jest nieustannie, ale tym mocniej, im więcej regionów aktywnych znajduje się na tarczy słonecznej - ich ilość bowiem przekłada się na intensywność emitowanego strumienia rentgenowskiego (mówimy wtedy, że wzrasta poziom promieniowania tła). Model ten jest zsynchronizowany ze strumieniem danych satelity GOES-16 dotyczących emisji rentgenowskiej (aktywności rozbłyskowej).

- postęp cyklu słonecznego na podstawie uśrednionych miesięcznych liczb Wolfa i strumienia promieniowania radiowego 10,7 cm (2800 MHz) - ostatnią nowością i ostatnią w zestawieniu danych jest "oficjalne" mierzone przez NOAA/SWPC promieniowanie radiowe rejestrowane na długości fali 10,7 cm i miesięczne liczby Wolfa. Oba te parametry obrazują postęp cyklu aktywności słonecznej i pozwalają ocenić, na ile zaawansowany dany cykl już się stał lub odwrotnie - na ile głębokie uśpienie Słońca zaczyna następować.

Uśrednione miesięczne liczby Wolfa są wartością dotyczącą aktywności plamotwórczej, co przekłada się często na ilość rozbłysków i zjawisk im towarzyszących jak koronalne wyrzuty masy, wszelkiego rodzaju burze i blackouty. Drugi wykres dotyczy natężenia strumienia promieniowania radiowego rejestrowanego na długości 10,7 cm (2800 MHz). Obrazuje ono aktywność radiową Słońca na tej długości fali, zachodzącą w wyższych partiach chromosfery i niższych partiach korony słonecznej. Staje się ono wyższe wraz z większą aktywnością plamotwórczą, promieniowaniem ultrafioletowym i widzialnym. Co więcej w przeciwieństwie do wskaźników usłonecznienia, strumień radiowy 10,7cm astronomowie mogą łatwo i trafnie mierzyć codziennie z perspektywy Ziemi niezależnie od rodzaju pogody. Podawany jest w jednostkach strumienia słonecznego (s.f.u.) i może wahać się od poniżej 50 do ponad 300 s.f.u. w zakresie jednego cyklu słonecznego.

Nie jest to więc parametr istotny dla prognozowania pogody kosmicznej w skali krótkoterminowej, który powinien interesować nas przy oczekiwaniu na burze magnetyczne i ewentualne wzmożenie aktywności zórz polarnych - w stosunku do takich danych jak właściwości wiatru słonecznego, obrazy z koronografów czy rodzaju pól magnetycznych grup plam aktualnie widocznych na tarczy można wręcz nazwać go parametrem dalekiego rzędu, ale jest on cennym wskaźnikiem przy ocenie aktywności Słońca w skali długoczasowej - dając odpowiedź na temat zaawansowania danego cyklu słonecznego.

Ponadto:

- poprawiono niedziałające odnośniki z powodu przeniesienia niektórych danych od inne adresy,

- dodany odnośnik do oficjalnej prognozy 25. cyklu aktywności słonecznej,

- najsilniejsze zjawiska minionego 24. cyklu aktywności słonecznej usunięte z panelu Pogoda kosmiczna i przeniesione do archiwalnej podstrony,

- dodano listę najsilniejszych rozbłysków 2023 roku;

- dodany odnośnik do kompendium o najczęstszych błędach nowicjuszy podczas oczekiwania na zorzę polarną.

Komentarze "Solar Update" niezmiennie są dostępne na sąsiedniej podstronie i archiwizowane w cyklu comiesięcznym, a ich aktualizowanie zależne od aktywności słonecznej. Zajawka najnowszego komentarza zawsze jest dostępna z poziomu strony głównej bloga na szczycie prawej bocznej kolumny.

Po tych wszystkich pracach porządkowych mam nadzieję, korzystanie z panelu Pogody kosmicznej stanie się jeszcze przyjemniejsze i sprawniejsze. W tym kontekście dobrze się złożyło, że tyle paskudnej pogody mi się trafia w bieżącym sezonie, bo przy obserwacyjnym maratonie, jaki często się nadarza w najlepszych wiosenno-letnich okresach zapewne uporządkowanie powyższych kwestii odkładałbym na dalszy plan jako zadanie niższego priorytetu. Skoro jednak wyjść i pogapić się na niebo, a zwłaszcza kometę C/2022 E3 (ZTF) nie mogę nawet jeden jedyny raz, a Słońce dokazuje systematycznie na coraz większą skalę, to niech i taki dla czytelników pożytek będzie, że od teraz największy dział na tym blogu doczekał się gruntownego posprzątania i jest gotowy na dalsze rozpędzanie się 25. cyklu aktywności słonecznej. Do miłego!

  f    t    yt   Bądź na bieżąco z tekstami, zapowiedziami, alarmami zorzowymi i wiele więcej - dołącz do stałych czytelników bloga na Facebooku, obserwuj blog na Twitterze, subskrybuj materiały na kanale YouTube lub zapisz się do Newslettera.