На первую | Солнечная активность

Солнечная активность

Прогноз космической погоды

Космическая погода по-разному влияет на радиосвязь. Изменения плотности и структуры ионосферы изменяют путь передачи и даже полностью блокируют передачу ВЧ-радиосигналов. В типичной последовательности бурь в космической погоде первые удары ощущаются во время самой солнечной вспышки. Солнечные рентгеновские лучи Солнца проникают на дно ионосферы (на расстояние около 80 км). Там рентгеновские фотоны ионизируют атмосферу и создают усиление слоя D ионосферы. Этот усиленный D-слой действует как отражатель радиоволн на одних частотах, так и поглотитель волн на других частотах. Радиозатмение, связанное с солнечными вспышками, происходит на дневном участке Земли и является наиболее интенсивным, когда Солнце находится непосредственно над головой. Протоны руководствуются магнитным полем Земли так, что они сталкиваются с верхней атмосферой вблизи северного и южного полюсов. Быстро движущиеся протоны воздействуют подобно рентгеновским фотонам и создают усиленный D-слой, блокируя тем самым высокочастотную радиосвязь в высоких широтах. Во время авроральных отображений осаждающиеся электроны могут усиливать другие слои ионосферы и оказывать аналогичное разрушающее и блокирующее воздействие на радиосвязь. Это происходит главным образом в ночных районах полярных областей Земли, где аврора является наиболее интенсивным и наиболее частым.

Анализ космической погоды

Эти графики позволяют быстро взглянуть на некоторые из наиболее часто изучаемых индексов космической погоды.

1. Солнечный рентгеновский излучение

Спектр излучения от R1 (слабая или небольшая ухудшение ВЧ-радиосвязи на освещенной Солнцем стороне, периодическая потеря радиосвязи) до R5 (полное пропадание радиосвязи на всей освещенной Солнцем стороне Земли в течение нескольких часов).

2. Поток солнечных протонов

Спектр от S1 (незначительное воздействие на высокочастотное радиосвязи в полярных регионах) до S5 (полное прекращение высокочастотной связи возможно через полярные регионы).

3. Геомагнитная активность

Спектр от G1 (незначительное влияние распространения кВ на более высоких широтах и полярное сияние обычно видно на высоких широтах) до G5 (КВ (распространение радиосигнала может быть невозможно во многих районах в течение одного-двух дней)

K-индекс в режиме реального времени

Индекс К, обозначает геомагнитную обстановку, указывает на ВЧ помехи, на частотах ниже 10 МГц.
(K=1; ВЧ помехи= S1-S2), (K=3; ВЧ помехи= S2-S3), (K=5; ВЧ помехи= S4-S6), (K=7; HF Noise= S9+), (K=9; HF Noise= Black-out)

Авроральная активность

Когда солнечный ветер достигает Земли, он создает дополнительную ионизацию в областях вокруг магнитных полюсов. Траектории распространения радиоволн, пересекающие полюса, могут ухудшаться из-за повышенного поглощения радиосигнала. Индекс полярной активности колеблется от 0 до 100%.

Солнечные пятна

Солнечные пятна - это более спокойная область на солнечной поверхности. Эти области должны быть тщательно отслежены на предмет возможной вспышек. Солнечная вспышка высвобождает энергию, которая может повлиять на распространение радиоволн:

1. Ионизирующее излучение, мгновенно достигающее Земли;
2. Вспышка импульсной энергии, которая движется вдоль солнечного ветра;
3. Плотные волны, которые приходят через два-три дня после вспышки.

Хорошие связи с DX возможны сразу после вспышки на солнце до заката благодаря более эффективной отраженной энергии и более высоким значениям MUF, открывающим более высокие диапазоны. В ночное время на 80-40 могут быть отличные условия. Примерно через два дня после солнечной вспышки на Землю приходит импульсная волна, вызывающая геомагнитную бурю.

Активные области - располагающиеся на Солнце магнитные поля. Области с сильным или интенсивным магнитным полем дают энергию для солнечных вспышек и выбросов корональной массы (CMEs), поэтому точное прогнозирование космической погоды требует точной картины этих регионов. Активные области имеют официальные номера по данным SWPC, и на рисунках показаны возможные вспышки класса С, М и Х на следующие 24 часа, связанные с каждой активной областью, со всей вероятностью возникновения протонных эффектов.

Корональные дыры представляют собой магнитные области с одинарной полярностью, которые являются источником высокоскоростных солнечных ветров, приводящих в движение магнитосферную активность. Корональные дыры являются наиболее характерной причиной геомагнитных бурь. Корональные дыры исторически были выявлены по результатам наземных наблюдений He I 10830A. Границы корональных дыр показаны на синоптических рисунках в виде пунктирных линий на стороне корональных дыр.

Большие магнитные поля одной магнитной полярности имеют "нейтральную линию" на границе между разными магнитными полями. Нейтральные линии ассоциируются с всплеском в активных областях, а нити / протуберанцы часто ассоциируются с нейтральными линиями на спокойном солнце. Нейтральные линии появляются в виде пунктирных линий на синоптических рисунках, а знак + (положительный) и знак - (отрицательный) указывает на полярность магнитного поля по обе стороны от нейтральной линии.

Большую часть активной области составляют участки, которые выглядят светлыми в сочетании с темными солнечными пятнами. В отличие от развитых солнечных пятен, зоны с сильным магнитным полем имеют дезорганизованное магнитное поле. На синоптических рисунках пятна окрашены в красный цвет. Совершенно нормально, что у них нет солнечных пятен, которые не получают официального номера, так как не считаются активными регионами и вряд ли будут производить солнечные вспышки. Однако главным источником ультрафиолетовой изменчивости от Солнца являются флуоресцентные области.

Высокоустойчивые участки высокоплотного газа в низкоплотной короне называются волокнами. Когда они встречаются вблизи конечности и видны выступающими из короны, часто эффектно, их называют протуберанцами. Когда они извергаются, они могут быть причиной геомагнитных бурь, но извержения обычно происходят медленно и не часто приводят к большим бурям. Волокна и протуберанцы нарисованы в виде контуров черточек.

Краткий хронологический график значений WWV

Солнечный поток, указывающий на уровень ионизации, влияет на HF распространение выше 10 МГц. Солнечный поток не влияет на 7 МГц и ниже, так как MUF редко падает ниже 10 МГц. Чем выше ионизация, тем более отражающей оказывается наша ионосфера для HF-сигналов, и тем выше MUF. Солнечные пятна являются более холодными областями на поверхности Солнца. Эти активные области должны тщательно отслеживаться на предмет возможной вспышек. Индекс, выводится путем усреднения К-индекса. Он колеблется от 0-20 для спокойных участков, до 400 для предельных участков, представляющих общие планетарные геомагнитные условия.

Прогноз цикла на 12 месяцев

Прогнозирование среднемесячного числа солнечных пятен по методу Стандартной кривой (расширение оригинального метода М.Вальдмайером). Метод состоит в установлении и интерполяции наименьших квадратов набора стандартных кривых, каждая из которых соответствует средней форме солнечных циклов узкого диапазона максимальных значений. Сопоставление производится по наблюдаемому 13-месячному сглаженному значению помесячного числа пятна на Солнце, используя последние 24 имеющиеся значения. Поэтому прогноз фактически начинается за 5 месяцев до последнего истекшего месяца и продолжается более 18 месяцев (до 12 месяцев вперёд). Этот метод хорошо работает в середине каждого цикла, но, как и все методы, основанные исключительно на прошлой солнечной активности, он становится ненадежным в конце каждого цикла и в течение минимумов.

CT1BOH. Оригинал расположен по адресу https://www.qsl.net/ct1boh/propagation.htm