Poważne uszkodzenie serwerowni Solar Dynamics Observatory

Pod koniec listopada doszło do awarii instalacji wodnej na Uniwersytecie Stanforda w Stanach Zjednoczonych. Wskutek usterki doszło do małej, lokalnej powodzi w obiekcie i zalania między innymi serwerowni, gdzie przetwarzane i archiwizowane są obrazy Słońca z sondy Solar Dynamics Observatory. Od 13 lat SDO dostarcza nam codzienne, aktualizowane co kwadrans obrazy tarczy słonecznej w świetle widzialnym, umożliwiając śledzenie obszarów aktywnych - plam na fotosferze, pochodni, granuli, jak i obrazując Słońce w dalekim ultrafiolecie w kilkunastu różnych długościach fal - co daje nam dokładny widok na rozbłyski, protuberancje, dziury koronalne i szereg innych zjawisk widocznych mniej lub bardziej wyraźnie zależnie od długości fali.

Niestety, jak niedawno poinformowali przedstawiciele uniwersytetu, naprawa instalacji i wymiana uszkodzonego sprzętu w serwerowni nie ograniczy się do kilku dni jak można było mieć nadzieję, ale przeciągnie się co najmniej do początku 2025 roku.

Jak przekazano, "wszystkie zasoby witryny internetowej i systemu danych Stanford JSOC będą niedostępne do czasu zakończenia napraw i odzyskiwania danych. We wtorek 26 listopada 2024 r. pękła 4-calowa rura z chłodzoną wodą w serwerowni Joint Science Operations Center (JSOC) w Solar Dynamics Observatory. Spowodowało to poważne powodzie w budynku i rozległe szkody wodne w laboratorium, w którym znajdują się maszyny przetwarzające i dystrybuujące dane z instrumentów HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) i AIA (Atmospheric Imaging Array) oraz z sondy kosmicznej IRIS. Systemy przechwytywania danych dla wszystkich trzech instrumentów pozostają funkcjonalne, więc ostatecznie nie oczekuje się utraty danych przychodzących. Pozyskiwanie danych przebiega nominalnie i obecnie nie przewiduje się utraty nowych lub historycznych danych. System pozyskiwania i dystrybucji danych nie jest jednak obecnie w stanie przetwarzać nowych danych (po 26 listopada 2024 r.), więc nastąpi znaczne opóźnienie w dostarczeniu tych danych".^*

Dla nas oznacza to brak aktualizacji zdjęć z SDO przez resztę tego roku. Ostatnie dotychczas uzyskane z 26 listopada 2024 r. pozostaną tymi najnowszymi najpewniej do stycznia. Jak jednak zaznaczono, w tym momencie nie jest jasne, ile czasu zajmie ocena szkód, naprawa sprzętu i całkowite jego odzyskanie. Wiemy jedynie, że szkody są rozległe i przywracanie dotychczasowego stanu nie zostanie ukończone przed 2025 r.

To pierwsza od wystrzelenia SDO w 2010 roku tak długotrwała przerwa w dostępie do bieżąco aktualizowanych zdjęć półkuli słonecznej zwróconej w kierunku Ziemi. Możemy jedynie się cieszyć, że omawiana awaria i jej skutki nałożyły się w czasie z jednym z najspokojniejszych okresów aktywności słonecznej w 2024 roku. Od kilkunastu dni, poza nielicznymi wyjątkami nie dochodzi do silniejszych rozbłysków i erupcji, a warte odnotowania wydarzenia mają charakter co najwyżej sporadyczny.

Czytelników przestrzegam zatem, by w trakcie korzystania z panelu Pogody kosmicznej na sąsiedniej podstronie, nie utożsamiali widocznych tam obrazów Słońca ze stanem aktualnym, gdyż wszystkie z nich pozostaną zdezaktualizowane co najmniej do stycznia. Na szczęście mamy też inne satelity, które w jakimś wymiarze mogą zastąpić tymczasowy brak danych z SDO - stosowne odnośniki zamieszczam poniżej, wraz z tymczasowym panelem awaryjnym jaki może zastąpić część poświęconą najnowszym obrazom Słońca z SDO na sąsiedniej podstronie.

Zalanie serwerowni SDO jest problematyczne i potencjalnie skazujące nas na brak wartościowych obrazów Dziennej Gwiazdy w sytuacji, gdyby przed końcem roku jeszcze zechciała się bardziej rozbudzić. Nie jest to jednak sytuacja, w której środowisko naukowe i miłośnicze staje się zupełnie ślepe. W dalszym ciągu mamy wgląd w bieżący strumień emisji rentgenowskiej dzięki sondom GOES-16 i GOES-18, nie przegapimy więc żadnych silniejszych rozbłysków w razie ich wystąpienia. Tak jak dotychczas możliwe jest wykrywanie ewentualnych koronalnych wyrzutów masy (CME) dzięki zobrazowaniom LASCO C2 i C3 na pokładzie sondy SOHO i COR-2 na STEREO-A. Pozostaje dostępnych kilka podstawowych kanałów instrumentu SUVI na pokładzie GOES-16, w dalszym więc ciągu możemy śledzić przebieg ewentualnych rozbłysków, erupcji filamentów czy wykrywać dziury koronalne - choć wszystko to w dość ograniczonej rozdzielczości obrazu, ale najważniejsze, że na bieżąco.

Z lepszych wieści dopowiem, że awaria na Uniwersytecie Stanforda nie rzutuje też negatywnie na możliwości NOAA/SWPC i NASA w modelowaniu wiatru słonecznego i ewentualnych CME ani w modelowaniu owalu zorzowego nad obydwoma biegunami. Wydaje się, że najdotkliwszym skutkiem w pozbawieniu/ograniczeniu danych wskutek zalania serwerowni SDO jest uszczuplenie możliwości i jakości obserwacji fotosfery - dokładnej ewolucji plam słonecznych, a w efekcie rodzaju ich pól magnetycznych i zdolności do emisji silniejszych zjawisk. Zastępczo możliwe jest to dzięki sieci GONG złożonej z sześciu identycznych teleskopów rozmieszczonych w różnych regionach świata dla zapewnienia podstawowych obrazów Słońca w trybie całodobowym - niestety w znacznie okrojonej rozdzielczości w porównaniu do zdjęć uzyskiwanych przez SDO.

Pozostaje mieć nadzieję na sprawne zażegnanie trudności z serwerownią Solar Dynamics Observatory i być może szybsze przywrócenie możliwości śledzenia aktywności słonecznej dzięki SDO, a jeśli nie szybsze, to chociaż nie przedłużające się poza styczeń 2025 roku. Poniżej zastępczy panel awaryjny Słońce na żywo, z którego możecie korzystać na czas nieaktualizowania danych z SDO w najbliższych tygodniach. Pozostałe dane dotyczące aktywności geomagnetycznej pozostają dostępne jak dotychczas.

Autorski komentarz do bieżącej aktywności słonecznej - podstrona Solar Update

Warunki aktywności słonecznej i geomagnetycznej na żywo wraz z objaśnieniami nt. interpretacji danych - podstrona Pogoda kosmiczna (sekcja Słońce na żywo z bieżącymi obrazami tymczasowo w niniejszym tekście)

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

*Komentarz w oparciu o oficjalny komunikat zasobów awaryjnych JSOC.

---

Słońce na żywo (GOES, GONG) | PANEL ZASTĘPCZY

---

LINK BEZPOŚREDNI DO PANELU AWARYJNEGO

Objaśnienia:

1. GONG | Długość 677nm - obrazy w świetle widzialnym, na długości fali umożliwiającej wykrywanie nowych plam i śledzenie zmian w ich budowie oraz przemieszczania się poprzez tarczę słoneczną na skutek ruchu obrotowego Słońca.

2. GONG | Magnetogram - zdjęcia pokazują skierowanie pól magnetycznych obszarów aktywnych w pobliżu powierzchni Słońca. Białe i czarne obszary ukazują przeciwstawne polaryzacje magnetyczne - biała barwa zakreśla polaryzację północną, czarna polaryzację południową. Bywa, że obszary aktywne cechują się trójbiegunowością, wówczas bardziej skomplikowane pola magnetyczne mogą być oznaką wysokiej aktywności takiej grupy. Klasyfikacja biegunowości (panel Pogoda kosmiczna).

3. GOES-16 | SUVI 94 - kanał zaprojektowany do dokładniejszego studiowania rozbłysków słonecznych. Mierzy ekstremalnie gorącą temperaturę (około 10 mln stopni wg skali Farenheita). Długość fali: 94 angstremy (skrajny ultrafiolet/miękki rentgen)

4. GOES-16 | SUVI 304 - kanał szczególnie przydatny do śledzenia protuberancji, filamentów (protuberancji widzianych "z góry" z perspektywy Ziemi), wyrzutów koronalnych we wczesnych stadiach istnienia, np. po długotrwałych rozbłyskach i wszelkiej emisji materii słonecznej widzialnej w długości fali 304 angstremów (pasmo skrajnego ultrafioletu). Wiele cech gwiazdy w tym kanale pozostaje niewidocznych dla innych kanałów. Jasne regiony pokazują, gdzie plazma jest szczególnie gęsta, zazwyczaj są to obszary aktywne (grupy plam).

5. GOES-16 | SUVI 171 - kanał szczególnie dobrze uwydatniający koronalne pętle, łuki rozciągające się na Słońcu w miejscach, gdzie plazma porusza się wzdłuż linii pola magnetycznego. Obszary aktywne widoczne w tym paśmie jako najjaśniejsze miejsca, to regiony, w których pole magnetyczne jest szczególnie silne. Długość fali 171 angstremów (skrajny ultrafiolet).

6. GOES-16 | SUVI 195 - kanał zaprojektowany m.in. do obserwacji dziur koronalnych. Obszary aktywne, rozbłyski słoneczne i koronalne wyrzuty masy są w tych falach miejscami jasnymi. Ciemne obszary to dziury koronalne, przez które w przestrzeń kosmiczną wydostaje się wiatr słoneczny. Kanał ten jest pomocny także w szybkiej ocenie czy danemu rozbłyskowi towarzyszył koronalny wyrzut masy - w przypadku wystąpienia pociemnienia koronalnego na tym kanale, objawiającego się jako ciemna fala rozchodząca się po rozbłysku wokół obszaru aktywnego, można z dużą pewnością stwierdzać zaistnienie CME. Długość fali 195 angstremów (skrajny ultrafiolet).

7. GOES-16 | SUVI 131 - kanał zaprojektowany do dokładniejszego studiowania rozbłysków słonecznych. Mierzy ekstremalnie gorącą temperaturę (około 10 mln stopni wg skali Farenheita). Długość fali: 131 angstremów (skrajny ultrafiolet/miękki rentgen).

8. GOES-16 | SUVI 284 - kanał dobrze uwypuklający obszary aktywne (grupy plam) i wszelkie miejsca o wyższej aktywności powyżej fotosfery. Aktywne regiony, rozbłyski słoneczne i koronalne wyrzuty masy są w tych falach miejscami jasnymi. Ciemne rejony to dziury koronalne, widoczne również w kanale AIA 193. Długość fali 335 angstremów (skrajny ultrafiolet).