Мера ориентации межпланетного магнитного поля по оси положительное – север пложение стрелки вверх или юг – вниз или отрицательное, измеренная перпендикулярно плоскости эклиптики. Когда Bz направлен на юг или перпендикулярен магнитному полю Земли, геомагнитные возмущения становятся намного более сильные, чем когда Bz направлен на север.

Направление межпланетного магнитного поля изменяет дипольное поле Земли и определяет силу геомагнитной активности. Линии магнитного поля взаимосвязаны в гораздо большей степени, когда внешнее межпланетное поле направлено на юг и противодействует движению диполя Земли, а не на север. Эта более тесная взаимосвязь позволяет солнечным частицам проникать в магнитосферу и ионосферу; а также позволяет солнечному ветру управлять обычными токами в этих регионах.

Bz – проекция вектора сообщающая в каком вертикальном направлении по полю частицы перемещаются.

Bz отрицательное — частицы перемещаются сверху вниз, а по полям Земли из-за постоянного магнитного поля частицы всегда перемещаются снизу вверх. Когда поля расположены навстречу друг другу и пересекаются, разрываются линии земного поля и временно соединяются с полями, дотягивающимися от Солнца. Энергия переходит в тепловую и кинетическую, частицы ускоряются и по полям проникают в земную атмосферу, вызывая яркие вспышки сияния. Насколько южнее будет сиять зависит от значения Bz и продолжительности минуса. При минусе >1 часа: -10 над головой на 67-66 широте; -15 — на 64-63; -20 на 61-60 широте. На более южных широтах можно наблюдать сияние на горизонте.

Если Bz положительное, значит частицы по таким полям двигаются в одном направлении и взаимодействия не происходит. Линии не переключаются, сияния возникают только на крайнем севере, например в Баренцбурге на Шпицбергне.

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

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

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.

Проекция географического экватора Земли на небесную сферу.

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

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.

Обширная область короны с исключительно низкой плотностью и температурой, связанная с униполярными фотосферными областями, имеющими топологию «открытого» магнитного поля. Корональные дыры – самые большие объекты в солнечной короне, наиболее стабильны на полюсах Солнца или вблизи них, дыры являются источником высокоскоростного солнечного ветра, видны в нескольких длинах волн. Трансэкваториальные корональные дыры становятся источником многих повторяющихся геомагнитных возмущений с периодом в 27 дней, что позволяет делать достаточно длительные и стабильные прогнозы активности, продолжительность жизни корональной дыры составляет от нескольких недель до нескольких лет. Солнечный ветер, исходящий из этих дыр, обычно имеет высокую скорость и низкую плотность, в комбинациях со вспышечной активностью в активных регионах ветер из дыр создает эффекты упротления (CIR).

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

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

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.

Высокоскоростной поток корональной дыры (CH HSS) прибывает медленно, с первым устойчивым увеличением плотности солнечного ветра в течение нескольких 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.

Индекс измерения колебаний геомагнитного поля экваториального кольцевого тока. Он рассчитывается на основе H-компонентов примерно на четырех приэкваториальных станциях Земли 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.

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

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

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.

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.

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.

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.

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

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.

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

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.

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.)

Глобальное возмущение магнитного поля Земли, отличное от регулярных суточных колебаний. Фиксация шторма происходит обычно тогда, когда суточный Ap-индекс превышает 29, или значение достигает единицы или выше, по шкале космической погоды NOAA (G-индекс). При фиксации совокупности показаний магнитометров Земли и планетарного индекса К(Кп) – значение должно ровняться пяти или быть выше.

Слабое кольцо усиленного излучения, видимое вокруг большей части или всего края затемняющего диска коронографа. Указывает на пространственно большой выброс корональной массы на передней (направленной к Земле) или обратной стороне Солнца. Область источника обычно находится ближе к центральному меридиану Солнца, чем к краю. Выброс корональной массы с полным гало с передней стороны Солнца почти всегда приводит к геомагнитным бурям на Земле, особенно когда они сопровождаются солнечным протонным событием.

Магнитная область, окружающая Солнце, в которой действует солнечный ветер, вытесняя из солнечной системы воздействие других галактических потоков. За пределами воздействия солнечного ветра возникает пространство гелиопаузы.

В процессе вращения Солнца его магнитное поле извивается в особой формы спираль-волну. На текущий момент на севере Солнца находятся области с положительной полярностью, а на юге – области с отрицательной полярностью. Магнитное поле разделено на две части, положительную и отрицательную – токовым слоем. Завивающееся спиралью магнитное поле меняет свою полярность и приобретает сложную форму волнистых спиральных складок, на подобии юбки кружащейся в танце. Земля пересекает токовый слой, двигаясь вокруг Солнца по своей орбите. При пересечении токового слоя возможно появление северных сияний.

Применительно к зонам геомагнитной активности – от 50 до 80 градусов геомагнитной широты. Остальные зоны – экваториальная, среднеширотная и полярная.

Характеристика солнечного ветра, скорость которого превышает примерно 600 км / с (примерно в два раза больше средних значений солнечного ветра). Высокоскоростные потоки, возникающие в корональных дырах, менее плотны, чем потоки, возникающие в среднем солнечном ветре.

Интегральный направленный поток частиц J (E, w) буквально представляет собой математический интеграл по энергии E дифференциального потока частиц j (E, w). Он обозначает количество частиц с энергией, равной или большей E, на единицу площади, на единицу телесного угла, в единицу времени, проходящих через площадь, перпендикулярную направлению наблюдения.

Магнитное поле солнечной короны переносимое солнечным ветром.

Пространство между планетами и другими твердыми телами в гелиосфере. Заполнено солнечными и космическими частицами, магнитными полями и фотонами.

Область верхних слоёв атмосферы Земли, содержащая свободные электроны и ионы, образующиеся в результате ионизации компонентов в составе атмосферы солнечным ультрафиолетовым излучением с короткими длинами волн (<100 нм) и энергичные осаждающиеся частицы. Ионосфера влияет на распространение радиоволн с частотами менее примерно 300 МГц.  

3-часовой квазилогарифмический локальный индекс геомагнитной активности относительно предполагаемой кривой спокойного дня для места регистрации. Диапазон значений от 0 (тихо) до 9 (сильно нарушено). Индекс K измеряет отклонение наиболее возмущенного компонента. Такой индекс определяется для местности, где установлен магнитометр и проводятся измерения, например – город.

Kp(русс. Кп) – это общий индекс, используемый для обозначения серьезности глобальных магнитных возмущений в околоземном космическом пространстве. Kp – это индекс, основанный на среднем значении взвешенных K-индексов 13 наземных обсерваторий магнитного поля. Основан на диапазоне магнитных полей. Колебания поля в пределах 3-х часовых интервалов, вызванные явлениями, отличными от суточного хода и долгосрочными компонентами временных вариаций шторма. Значения Kp варьируются от 0 (очень тихо) до 9 (очень возмущенные) с 28 дискретными шагами, в результате чего получаются значения 0, 0+, 1-, 1, 1+, 2-, 2, 2 +, … 9 и дробные значения Kp индекса (3.33, )
Расчетный(Estimated) Kp рассчитывается NOAA практически в реальном времени.
Официальный трехчасовой планетарный индекс геомагнитной активности рассчитывается дважды в месяц Немецким центром геофизических исследований (GFZ) по индексам K, наблюдаемым на 13 станциях в основном в Северном полушарии. Индексы Kp, датируемые 1932 годом, используются для определения индексов ap.

Подробнее про индексы

Large Angle and Spectrometric Coronagraph – широкоугольный спектрометрический коронограф. Содержит в себе три коронографа: C1, C2, C3. Позволяет получать изображения CMEs(выбросов корональной массы) в диапазоне 1,1-32 солнечных радиусов. Также на его снимках открыто множество околосолнечных комет;

Край солнечного диска.

На Земле аналогично местному географическому времени. MLT в данном месте определяется углом, который проходит на геомагнитной оси между геомагнитным полуночным меридианом и меридианом, который проходит через это место. 15 градусов = 1 ч. Геомагнитный меридиан, содержащий субсолнечную точку, определяет геомагнитный местный полдень, а противоположный меридиан определяет геомагнитную полночь. 

График, показывающий зависимость амплитуды одного или нескольких векторных компонентов магнитного поля от пространства или времени. Солнечные магнитограммы – это графическое изображение напряженности и полярности солнечного магнитного поля.

Пограничная поверхность между солнечным ветром и магнитосферой, где давление магнитного поля Земли фактически равно динамическому давлению солнечного ветра.

Магнитная полость, окружающая намагниченное тело, вырезанная из проходящего солнечного ветра за счет магнитного поля, которое предотвращает или, по крайней мере, препятствует прямому проникновению плазмы солнечного ветра в полость.

Область атмосферы Земли между верхней границей стратосферы (примерно 30 км над уровнем моря) и нижней границей термосферы (примерно 80 км над уровнем моря).

Относительно зон геомагнитной активности, область, составляющая от 20 до 50 градусов геомагнитной широты. Остальные зоны – экваториальная, полярная и высокоширотная.

Тесла (русское обозначение: Тл; международное обозначение: T) — единица индукции магнитного поля в Международной системе единиц (СИ), равная индукции такого однородного магнитного поля, в котором на 1 метр длины прямого проводника, расположенного по нормали вектору магнитной индукции, с током силой 1 ампер действует сила 1 ньютон.

Характерные значения

Живая лягушка левитирует в магнитном поле ~16 тесла видео
В космическом пространстве магнитная индукция составляет от 0,1 до 10 нанотесла (от 10⁻¹⁰ до 10⁻⁸ Тл).
Магнитное поле Земли значительно варьируется во времени и пространстве. На широте 50° магнитная индукция в среднем составляет 5⋅10⁻⁵ Тл, а на экваторе (широта 0°) — 3,1⋅10⁻⁵ Тл.
В солнечных пятнах — 0,3 Тл.
Стандартное значение магнитной индукции, создаваемой высокопольным магнитно-резонансным томографом, — 1,5 Тл.
Отклоняющие дипольные магниты Большого адронного коллайдера — от 0,54 до 8,3 Тл.
В белых карликах — 100 Тл.
Рекордное значение постоянного магнитного поля, достигнутое людьми без разрушения установки — 1200 Тл.
Рекордное значение импульсного магнитного поля, когда-либо наблюдавшегося в лаборатории — 2800 Тл.
Магнитные поля в атомах — от 1 до 10 килотесла (103 — 104 Тл).
На нейтронных звёздах — от 1 до 100 мегатесла (106 — 108 Тл).
На магнетарах — от 0,1 до 100 гигатесла (108 — 1011 Тл).
Рекордное значение в природе — ~1 тератесла (1012 Тл), зафиксировано на пульсаре GRO J1008-57.

Фен для сушки волос: ~83 300 nTl
Магнитная буря 24 апреля 2023: ~2000 nTl

Значения

Сколько тесла в 1 нанотесла? 1 нанотесла [нТл] = 0,000 000 001 тесла [Тл]

Материал из Википедии

Газ, который ионизирован в достаточной степени, чтобы быть хорошим проводником электричества и подвергаться влиянию магнитных полей.

Внешняя граница плазмосферы.

В магнитосфере – область относительно холодной (низкой энергии) и плотной плазмы, которую можно рассматривать как внешнее расширение ионосферы, с которой она связана. Как и ионосфера, плазмосфера имеет тенденцию вращаться вместе с Землей.

Любая вспышка, производящая значительное количество протонов с энергией, превышающей 10 MeV, вблизи Земли.

Быстрые колебания геомагнитного поля с периодами от долей секунды до десятков минут и продолжительностью от минут до часов. Существует два основных шаблона: Pc (непрерывный, почти синусоидальный шаблон) и Pi (нерегулярный шаблон). Пульсации возникают как в магнитно-тихое, так и в возмущенное время.

15-минутный индекс геомагнитной активности для высокоширотных (авроральных) станций. После устранения тихих суточных колебаний Q представляет собой наибольшее отклонение от невозмущенного уровня для двух компонент магнитных составляющих. (Это отличается от индекса K, который рассчитывается по наибольшему относительному отклонению.) Пятнадцатиминутные периоды центрируются по часу и через 15, 30 и 45 минут каждого часа. Диапазон Q от 0 до 11; верхний предел в нанотеслах для каждого значения индекса приведен ниже. Q = 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 10 20 40 80 140 240 400 660 1000 1500 2200 Не ограничено

Описательное слово, конкретно означающее вероятность менее 50% для вспышки класса C   в области солнечных пятен и уровни геомагнитной активности Кп 3 и ниже. 

Излучение Солнца в диапазоне радиоволн от сантиметров до декаметров как в спокойных, так и в тревожных условиях. Некоторые закономерности, известные как шумовые бури, всплески и развертки, определены, как описано ниже. Эти типы излучения субъективно оцениваются по шкале значимости, от 1 до 3, 3, последняя – самая интенсивная.

• Тип I. Шумовая буря, состоящая из множества коротких узкополосных всплесков в метровом диапазоне длин волн (300–50 МГц) с чрезвычайно переменной интенсивностью. Шторм может длиться от нескольких часов до нескольких дней.
• Тип ll. Узкополосное излучение, которое начинается в метровом диапазоне (300 МГц) и медленно (десятки минут) распространяется в сторону декаметровых длин волн (10 МГц). Выбросы типа II возникают в слабой связи с крупными вспышками и указывают на ударную волну, движущуюся через атмосферу Солнца.
• Тип III. Узкополосные импульсы, быстро меняющиеся (секунды) от дециметровых до декаметровых длин волн (500–0,5 МГц). Они часто встречаются группами и являются случайным признаком сложных солнечных активных областей.
• Тип IV. Плавный поток широкополосных всплесков преимущественно в метровом диапазоне (300–30 МГц). Эти всплески происходят вместе с некоторыми крупными вспышками; они начинаются через 10-20 минут после максимума обострения и могут длиться часами.
• Тип V. Кратковременный (несколько минут) непрерывный шум в диапазоне декаметра, обычно связанный со всплесками типа III.

По классификации NOAA номер, присвоенный пятну или группе солнечных пятен, если существует одно из следующих условий:

• область является группой пятен минимум класса C;
• два или более отдельных оптических отчета подтверждают наличие более мелких пятен;
• область производит солнечную вспышку;
• эта область четко видна в H-альфа и превышает 5 гелиографических градусов по широте или долготе.

Переходные возмущения солнечной атмосферы, измеренные по усиленному рентгеновскому излучению, обычно связанные со вспышками. Для описания наблюдаемой или ожидаемой активности используются пять стандартных терминов:

• Очень низкий – значения рентгеновского излучения ниже класса C.
  
• Низкий – рентгеновские снимки класса С.
  
• Умеренный – единичные (от 1 до 4) рентгеновские снимки М-класса.
  
• Высокий – несколько (5 и более) рентгеновских снимков М5 и более.

Месяцы низкой активности Солнца, в солнечном цикле, когда среднее число солнечных пятен достигает минимальных знаений или пятен и вовсе нет, такие дни называют – безупречными.

Месяцы высокой активности Солнца, в солнечном цикле, когда среднее число солнечных пятен достигает максимальных значений.

Выходящий поток солнечных частиц и магнитных полей от Солнца. Обычно средняя скорость солнечного ветра составляет около 375 км / с, а плотность протонов и электронов – около 5 см-3. Общая напряженность межпланетного магнитного поля составляет номинально 5 нТл.

Эта область атмосферы Земли между тропосферой и мезосферой. Начинается на высоте температурного минимума примерно на 13 км над Землей и определяет слой повышения температуры примерно до 50 км.

Геомагнитное возмущение продолжительностью от 1 до 2 часов, которое, как правило, происходит в ночное время после полуночи. Потенциально может превысить несколько тысяч нанотесла. 

Область на фотосфере Солнца, видимая как темное пятно на контрасте с окружающей средой. Солнечные пятна – это концентрации магнитного потока, обычно возникающие в биполярных скоплениях или группах. Они кажутся темными, потому что они холоднее окружающей фотосферы. Более крупные и темные пятна иногда окружены (полностью или частично) полутенями. Темные центры – тени. Самые маленькие незрелые пятна иногда называют порами.

Ежедневный индекс активности солнечных пятен (R), определяемый как R = k (10g + s), где s = количество отдельных пятен, g = количество групп солнечных пятен, а k – коэффициент обсерватории (равный 1 для Цюрихской обсерватории и с поправкой на все другие обсерватории, чтобы получить примерно такое же число R). Стандартное число, RI, когда-то полученное в Цюрихе (Число Вольфа), теперь выводится в Брюсселе и обозначается RI. Часто термин «число солнечных пятен» используется в отношении широко распространенного сглаженного числа солнечных пятен.

Излучение чрезвычайно короткой длины волны (обычно менее 1 нм).

Временное усиление рентгеновского излучения Солнца. Профиль интенсивности во времени всплесков мягкого рентгеновского излучения аналогичен профилю H-альфа ассоциированной вспышки.

Рейтинг вспышки на основе ее рентгеновского излучения. NOAA классифицирует вспышки в соответствии с порядком величины пиковой интенсивности вспышки (I), измеренной на Земле спутниками в диапазоне от 0,1 до 0,8 нм, следующим образом:

Пик потока от 0,1 до 0,8 нм
(W m^-2)

B I < 10^-6
С 10^-6 <=  I <10^-5
М 10^-5 <=  I <10^-4
X I > = 10^-4
В конце класса добавляется мультипликативный коэффициент (например, M8 = 8 x 10^-5).