A   B   C   D   E   F   G   H   I   K   L   M   N   P   Q   R   S   X

А

active dark filament (ADF) / активное темное волокно

Волокно указывающее движение или изменение формы, местоположения или характеристик поглощения.

active longitude / активная долгота

Диапазон гелиографических долгот в северном или южном полушарии Солнца (редко в обоих одновременно), содержащий одну или несколько больших и сложных активных областей, образованных частым локализованным появлением нового магнитного потока. Отдельные группы солнечных пятен в комплексе могут иметь относительно короткое время жизни (неделю или две); комплекс может сохраняться в течение нескольких оборотов Солнца, потому что дополнительные группы пятен образуются по мере распада более ранних.

active prominence / активный протуберанец

Движущийся и меняющий свою форму и яркость на протяжении нескольких минут протуберанец движущийся над солнечным лимбом.

active region (AR) / активный регион

Постоянно изменяющаяся масса солнечной атмосферы, локализованная в одном месте, в которой можно наблюдать пляжи, солнечные пятна, факелы, вспышки и т. д.  Активные области являются результатом усиленных магнитных полей; они биполярны и могут быть сложными, если область содержит две или более биполярных группы.

aurora / полярные сияния

Визуальное явление, связанное с геомагнитной активностью, которое видно в основном в ночном небе высоких широт. Полярные сияния происходят в диапазоне широт, известном как авроральный овал, расположение которого зависит от геомагнитной активности. Полярные сияния возникают в результате столкновений атмосферных газов с высыпающимися заряженными частицами (в основном электронами), которые направляются геомагнитным полем из хвоста магнитосферы. Каждый газ (кислород, молекулы азота и атомы) излучает определенный цвет в зависимости от энергии осаждаемых частиц, а состав атмосферы меняется с высотой. Поскольку более быстрые осаждающиеся частицы проникают глубже, определенные цвета полярных сияний преимущественно возникают с определенных высот в небе.

Диапазон высот полярных сияний составляет от 80 до 1000 км, но типичные полярные сияния находятся на высоте от 100 до 250 км над землей; Цвет типичного полярного сияния — желто-зеленый из-за определенного перехода атомарного кислорода. В авроральном свете с нижних уровней атмосферы преобладают синие и красные полосы молекулярного азота и кислорода. Выше 250 км авроральный свет характеризуется красной спектральной линией атомарного кислорода. Полярные сияния в северном полушарии называют северным сиянием или северным сиянием. Полярные сияния в Южном полушарии называют авророй австралис. Узоры и формы северного сияния включают неподвижные дуги, быстро движущиеся лучи, занавески, пятна и вуали.

auroral oval / авроральный овал

Эллиптическая полоса вокруг каждого геомагнитного полюса в диапазоне от примерно 75 градусов магнитной широты в полдень по местному времени до примерно 67 градусов магнитной широты в полночь при средних условиях. В этих местах наблюдается максимальное количество полярных сияний. Во время фазы расширения магнитной суббури полярное сияние расширяется как на более высокие, так и на более низкие широты.

autumnal equinox / осеннее равноденствие

Равноденствие, которое приходится на сентябрь.

B

Bz

Мера ориентации межпланетного магнитного поля север/юг, измеренная перпендикулярно плоскости эклиптики. Когда Bz направлен на юг или антипараллелен магнитному полю Земли, геомагнитные возмущения становятся намного более серьезными, чем когда Bz направлен на север.

Bt

Плотность межпланетного магнитного поля (IMF), измеряется в nT.

bow shock / ударная волна

Продолжительная ударная волна перед магнитосферой, возникающая в результате взаимодействия сверхзвукового солнечного ветра с магнитным полем Земли.

C

Carrington longitude Долгота Кэррингтона

Система фиксированных долгот Солнца, вращающихся с одинаковым синодическим периодом 27,2753 дня (сидерический период 25,38 дня). Кэррингтон выбрал меридиан, который проходил через восходящий узел солнечного экватора в 12:00 UTC 1 января 1854 года, в качестве исходного нулевого меридиана.

celestial equator небесный экватор

Проекция географического экватора Земли на небесную сферу.

corona / корона

Самый внешний слой солнечной атмосферы, характеризующийся низкой плотностью и высокими температурами.

coronagraph / коронограф

Оптическое устройство, позволяющее наблюдать корону не во время затмения, а в другое время. Простая линза фокусирует Солнце на затемняющий диск, который не позволяет свету солнечного диска распространяться дальше по оптическому пути, эффективно обеспечивая искусственное затмение.

coronal hole / корональная дыра

Обширная область короны с исключительно низкой плотностью, связанная с униполярными фотосферными областями, имеющими топологию «открытого» магнитного поля. Корональные дыры являются самыми большими и наиболее стабильными на полюсах Солнца или вблизи них и являются источником высокоскоростного солнечного ветра. Корональные дыры видны в нескольких длинах волн. Трансэкваториальные корональные дыры являются источником многих повторяющихся геомагнитных возмущений, поскольку их продолжительность жизни составляет от нескольких месяцев до нескольких лет. Солнечный ветер, исходящий из этих дыр, обычно имеет высокую скорость и низкую плотность.

coronal loops / корональные петли

Типичная структура уплотненной короны, наблюдаемая в линиях EUV и мягком рентгеновском излучении. Корональные петли представляют собой «замкнутую» магнитную топологию.

coronal mass ejection (CME) / выброс корональной массы

Истечение плазмы из солнечной короны или через неё. КВМ часто, но не всегда, связаны с извержением протуберанцев, отрывом солнечных волокон и/или вспышками. КВМ сильно различаются по структуре, плотности и скорости. Крупные и быстрые КВМ могут достигать плотности 1016 g и скорости 2000 км/с. Воздействующие на Землю CME могут привести к сильным геомагнитным бурям.

coronal rain (CRN) / корональный дождь

Материал конденсируется в короне и выглядит так, будто проливается дождём в хромосферу. Наблюдается в H-alpha фильтре на границе Солнца. Явление не частое, происходит обычно после импульсной фазы крупной вспышки на лимбе.

corotating interaction region (CIR) / области коротационного взаимодействия

Высокоскоростной поток корональной дыры (CH HSS) прибывает медленно, с первым устойчивым увеличением плотности солнечного ветра в течение пары часов. Это увеличение плотности солнечного ветра происходит потому, что более быстрый солнечный ветер собирает перед собой более медленные частицы солнечного ветра. Это явление почти всегда связано с увеличением общей напряжённости (Bt) межпланетного магнитного поля. Когда эта сжатая граница солнечного ветра пересечёт Землю, мы увидим, что скорость солнечного ветра начинает увеличиваться, в то время как общая напряжённость (Bt) межпланетного магнитного поля и плотность солнечного ветра уменьшаются.

 

D

Dst index / Индекс DST

Мера изменения геомагнитного поля из-за экваториального кольцевого тока. Он рассчитывается на основе H-компонентов примерно на четырех приэкваториальных станциях с часовыми интервалами. В данный момент индекс Dst представляет собой среднее значение вариации по всем долготам. Контрольный уровень устанавливается так, чтобы Dst статистически равнялось нулю в дни с минимальной активностью. Индекс -50 или выше указывает на возмущение на уровне шторма, а индекс -200 или выше соответствует полярным сияниям на средних широтах. Dst определяется Мировым центром данных C2 по геомагнетизму, Университет Киото, Киото, Япония.

dynamic pressure / динамическое давление

Поток импульса (P) солнечного ветра. P = плотность x V2, где плотность в частицах/см E3 и V в км/с.

E

ecliptic эклиптика

Большой круг, образованный пересечением плоскости орбиты Земли с небесной сферой. (Менее правильно — видимый путь Солнца по небу в течение года.)

equinox равноденствие

Одна из двух точек пересечения небесного экватора и эклиптики. Солнце проходит через точку весеннего равноденствия примерно 21 марта, а осенью равноденствие приходится  примерно 22 сентября.

Estimated Kp Расчетный КП

Расчетные трехчасовые индексы Kp выводятся в реальном времени с помощью сети наземных магнитометров западного полушария. Эти индексы могут отличаться от окончательных значений Kp, ежемесячно получаемых GeoForschungsZentrum, Потсдам, Германия, с использованием глобальной сети магнитометров.

F

filament / волокно, нить

Газовая масса, подвешенная над хромосферой магнитными полями и видимая как темные ленты, нанизанные на солнечный диск. Нить на краю Солнца, которая видна на фоне тёмного неба, называется протуберанцем.

fibril / фибрилла

Линейная особенность в H-alpha хромосфере Солнца, возникающая вблизи сильных солнечных пятен и пластин или в каналах волокон. Фибриллы параллельны сильным магнитным полям, как бы отображая направление поля.

flare / вспышка

Внезапный выброс энергии в солнечной атмосфере, длящийся от нескольких минут до нескольких часов, из которого исходит радиация и частицы. Вспышки классифицируются на основе площади во время максимальной яркости в H-alpha фильтрах и пикового потока рентгеновских лучей в диапазоне 0,1–0,8 нм, усредненного по GOES XRS за 1 минуту. Существует несколько классов вспышек: B, C, M, X

G

gamma rays / гамма-излучение (гамма-лучи, γ-лучи)

Гамма-излучение представляет собой поток фотонов, имеющих высокую энергию (гамма-квантов). Относится к ионизирующим излучениям, то есть к излучениям, взаимодействие которых с веществом способно приводить к образованию ионов разных знаков. На шкале электромагнитных волн гамма-излучение граничит с рентгеновским излучением, занимая диапазон более высоких частот и энергий. В области 1—100 кэВ гамма-излучение и рентгеновское излучение различаются только по источнику: если квант излучается в ядерном переходе, то его принято относить к гамма-излучению; если при взаимодействиях электронов или при переходах в атомной электронной оболочке — к рентгеновскому излучению. С точки зрения физики, кванты электромагнитного излучения с одинаковой энергией не отличаются, поэтому такое разделение условно.

geocorona / геокорона

Внешняя область атмосферы Земли, расположенная над термосферой и состоящая в основном из водорода.

geomagnetic activity / геомагнитная активность

Возмущения магнитного поля Земли, связанные с изменениями магнитосферно — ионосферной токовой системы. Геомагнитная активность является частью солнечно-земной физики и её практической части — космической погоды. Основными проявлениями геомагнитной активности являются сильные возмущения — магнитные суббури и магнитные бури, а также слабые возмущения — разнообразные типы магнитных пульсаций.

geomagnetic field / геомагнитное поле

Магнитное поле внутри и вокруг Земли. Напряжённость магнитного поля у поверхности Земли составляет примерно 32 000 нТл на экваторе и 62 000 нТл на северном полюсе (место, где стрелка компаса указывает вертикально вниз). Геомагнитное поле является динамичным и претерпевает постоянные медленные вековые изменения, а также краткосрочные возмущения (см. Геомагнитную активность). Геомагнитное поле можно аппроксимировать полем центрированного диполя, при этом ось диполя наклонена к оси вращения Земли примерно на 11,5 градусов. Северный геомагнитный диполь находится рядом с географическими координатами 79 градусов северной широты и 71 градус западной долготы (около Туле, Гренландия), а южный диполь находится около 79 градусов южной широты и 110 градусов восточной долготы (около Востока, Антарктида). Наблюдаемые или наклонные полюса, где магнитное поле вертикально к поверхности Земли, находятся около 77 градусов северной широты и 102 градусов западной долготы, а также 65 градусов южной широты и 139 градусов восточной долготы. Принятая точка отсчета геомагнитной долготы — это меридиан, проходящий через геомагнитные полюса. (дипольная модель) и географический южный полюс. (См. Также исправленные геомагнитные координаты.)