Pagalba

Šiame puslapyje rasite apžvalgą apie kosmoso orus. Norėdami gauti išsamesnį paaiškinimą su vaizdais ir kitais naudingais įrankiais, kviečiame spustelėti nuorodas, kurias rasite po kiekviena pastraipa. Jei vis dar turite svarbų klausimą, palikite įrašą mūsų forumuose ir mes padarysime viską, kad jums padėtume.

Kosmoso orų pagrindai

Kosminiai orai prasideda nuo Saulės. Saulė yra daug daugiau nei švytinti karšta sfera mūsų Saulės sistemos viduryje. Saulė yra labai dinamiška ir atlieka pagrindinį vaidmenį visoje Saulės sistemoje.

Pirmas dalykas, kurį turime suprasti, yra tai, kad kosmosas nėra toks tuščias, kaip gali atrodyti. Kosmosas užpildytas nuolatine srove, susidedančia iš labai įkrautų dalelių (elektronų), kylančių iš Saulės. Šį srautą mes vadiname Saulės vėju. Mūsų planetą supantis magnetinis laukas užtikrina, kad visi čia gyvenantys būtų apsaugoti nuo šio Saulės vėjo. Jei aplink planetą neturėtume magnetinio lauko, Žemė būtų lygiai tokia pati kaip Marsas: nevaisinga planeta be atmosferos, kurioje mes, žmonės, negalėtume išgyventi. Nors nuostabu, kad aplink planetą turime šį magnetinį lauką, kuris mus apsaugo, tačiau mūsų magnetinis laukas nėra 100 % atsparus. Saulės vėjas vis dar gali prasiskverbti į mūsų atmosferą šalia ovalo formos silpnų vietų aplink mūsų planetos magnetinius polius. Saulės vėjas ten susiduria su deguonies ir azoto atomais, kurie sudaro mūsų atmosferą daugiausia 80–600 kilometrų aukštyje. Kai Saulės vėjas susiduria su šiais atomais, mūsų atmosferoje esantys atomai laikinai įgauna energijos. Dėl šios energijos mūsų atmosferoje esantys atomai laikinai išskiria fotonus, o tai yra energijos forma, kurią matome kaip šviesą. Šie atomai skleidžia šią šviesą tol, kol nusiramina. Šių atomų skleidžiama šviesa yra pašvaistė, kurią matome naktiniame danguje.

Saulės vėjas yra pirmoji galvosūkio dalis, kurią turime žinoti, kad suprastume kokie yra kosminiai orai. Antroji dėlionės dalis yra susijusi su Saulės magnetiniu lauku. Tai mes vadiname tarpplanetiniu magnetiniu lauku. Tarpplanetinį magnetinį lauką per visą Saulės sistemą neša Saulės vėjas ir jo savybės nuolat kinta. Tarpplanetinis magnetinis laukas nuolat kinta tiek stiprumu, tiek kryptimi. Pašvaistei reikia, kad bendras tarpplanetinio magnetinio lauko stiprumas būtų kuo didesnis (pažymėtas Bt), o tarpplanetinio magnetinio lauko Z komponentas (Bz) pasisuktų į pietus. Grafike, kurį galite rasti mūsų svetainėje, pamatysite neigiamą reikšmę, kai tarpplanetinio magnetinio lauko Z komponentas (Bz) pasisuks į pietus.

Bet kodėl mums taip svarbu, kad tarpplanetinio magnetinio lauko Z komponentė pasisuktų į pietus? Tai iš tikrųjų gana lengva suprasti, jei kada nors žaidėte su strypiniais magnetais. Jei paimsite du paprastus strypinius magnetus ir pabandysite sujungti abu šiaurinius (arba pietinius) polius pamatysite, kad magnetai nori tolti vienas nuo kito. Jie atstumia vienas kitą. Jei sujungsite šiaurinius ir pietinius polius pamatysite, kad jie traukia vienas kitą! Priešingi poliškumai traukia vienas kitą! Lygiai tas pats principas būna ir erdvėje, kur susitinka Tarpplanetinis magnetinis laukas ir Žemės magnetinis laukas, nes magnetinio lauko linijos iš Žemės būna nukreiptos iš pietų į šiaurę. Tai yra Žemės magnetinio lauko Z komponentė, kuri visada nukreipta į šiaurę. Kai tarpplanetinio magnetinio lauko Z komponentė taip pat bus nukreipta į šiaurę, pamatysime, kad Saulės vėjas, kaip ir mūsų namuose esantys strypiniai magnetai, yra atstumiamas ir negali užmegzti ryšio su Žemės magnetiniu lauku, todėl jam sunkiau prasiskverbti į mūsų atmosferą.

Dabar įsivaizduokime, kad tarpplanetinio magnetinio lauko Z komponentas (Bz) pasisuko į pietus. Dabar žinome, kad dėl to, kad Žemės magnetinis laukas nukreiptas į šiaurę, tarpplanetinis magnetinis laukas su Z komponentu daug lengviau susijungia su mūsų planetos magnetiniu lauku. Pagalvokite apie paprastus strypo magnetus! Pietūs ir šiaurė traukia vienas kitą! Su šiuo ryšiu Saulės vėjui bus daug lengviau patekti į atmosferą. Grafike, kurį galite rasti mūsų svetainėje, norime matyti neigiamą reikšmę. Tai reiškia, kad tarpplanetinio magnetinio lauko Z komponentas (Bz) yra nukreiptas į pietus.

Saulės vėjo ir tarpplanetinio magnetinio lauko stiprumas, kryptis, tankis ir greitis nėra pastovūs. Šios vertės kiekvieną akimirką gali labai skirtis. Saulės vėjo greitis Žemėje įprastomis sąlygomis yra apie 300 km/s. Tačiau dėl tam tikrų Saulės įvykių šis greitis gali smarkiai padidėti iki 1000 km/s arba kartais net daugiau! Saulės vėjo tankis (saulės vėjo dalelių skaičius kvadratiniame centimetre) taip pat gali būti visiškai skirtingas kiekvieną akimirką. Netgi tarpplanetinis magnetinis laukas gali smarkiai išaugti, o tai savo ruožtu gali sukelti daug dramatiškesnę reakciją, kai jis sąveikauja su Žemės magnetiniu lauku. Esant dideliam Saulės vėjo greičiui ir tankiui bei stipriam į pietus nukreiptam tarpplanetiniam magnetiniam laukui, matome, kad Saulės vėjas užvaldo Žemės magnetinį lauką, todėl vis daugiau Saulės vėjo dalelių pasiekia atmosferą. Pašvaistė taps ryškesnė, o ovalas išsiplės iki žemesnių platumų nei įprastai. Kai tai įvyksta, mes kalbame apie geomagnetinę audrą. Prie to grįšime vėliau, nes pirmiausia turime sužinoti, kas sukelia šias pablogėjusias kosmoso orų sąlygas. Norėdami rasti to priežastį, turime, žinoma, dar kartą sutelkti savo dėmesį į Saulę. Turime du skirtingus reiškinius, apie kuriuos turime sužinoti: vainikines skyles ir vainikinės masės išmetimą.

Vainikinės skylės

Pradedame nuo vainikinių skylių. Vainikinė skylė - tai Saulės sritis, kurioje Saulės magnetinio lauko linijos tęsiasi toli į kosmosą. Dėl to vainike, išoriniame Saulės sluoksnyje, susidaro skylė. Šios vainiko skylės - tai sritys Saulėje, iš kurių Saulės vėjas gali sklisti didesniu nei įprastai greičiu. Kai tokia sritis atsiremia į Žemę, Saulės vėjas iš tokios vainikinės skylės pradeda pasivyti įprastinį Saulės vėją, kuris dažnai būna gerokai lėtesnis už Saulės vėją iš vainikinės skylės. Dėl to susidaro smūginė banga, kurioje Saulės vėjas yra didesnio tankio ir kartu su savimi neša daug stipresnį tarpplanetinį magnetinį lauką. Kai smūgio banga praeina, matome, kad tankis ir tarpplanetinio magnetinio lauko stiprumas sumažėja, o Saulės vėjo greitis padidėja. Vainikinės skylės dažnai sukelia nedideles ar vidutinio stiprumo geomagnetines audras Žemėje.

Vainikinės masės išmetimas

Dramatiškiausi kosmoso orų efektai atsiranda dėl vadinamųjų vainikinių masių išmetimo. Vainikinės masės išmetimas (arba sutrumpintai CME) iš esmės yra milžiniškas Saulės plazmos debesis, persmelktas Saulės magnetinio lauko linijomis, kurias Saulė išstumia per dramatiškus įvykius, tokius kaip Saulės blyksniai ir gijų išsiveržimas. Vėliau apžvelgsime, kas tiksliai yra Saulės blyksniai ir gijų išsiveržimai, tačiau būtina atsiminti šiuos du terminus, nes dažnai juos girdėsite analizuodami!

Tačiau pažvelkime giliau į vainikinių masių išmetimą. Vainikinės masės išmetimas yra didžiulis Saulės vėjo dalelių debesis, kuris dažnai yra daug greitesnis ir tankesnis nei aplinkos Saulės vėjas. Tarpplanetinis magnetinis laukas tokio vainikinės masės išmetimo metu taip pat dažnai yra daug stipresnis. Tarpplanetinio magnetinio lauko bendras stiprumas (Bt) čia, Žemėje, paprastai yra apie 6 nanoTeslos, tačiau vainikinės masės išmetimo viduje jis gali padidėti iki 40 nT ar net daugiau! Galite įsivaizduoti kaip smarkiai reaguoja Žemės magnetinis laukas, kai tarpplanetinio magnetinio lauko stiprumas tiek padidėja!

Svarbus dalykas, kurį turime suprasti, yra tai, kad vainikinės masės išmetimas gali būti paleistas bet kuria kryptimi. Dažniau jie bus nukreipti nuo Žemės. Jei mums pasisekė, kad į mūsų planetą ateina toks plazminis debesis, tada, greičiausiai galėsime mėgautis fantastiškais pašvaistės vaizdais dažnai daug žemesnėse platumose nei įprastai.

Saulės dėmės, saulės blyksniai ir gijos

Dabar žinome, kas yra vainikinės masės išmetimas, bet kaip Saulė išstumia šiuos didžiulius plazmos debesis? Dėl to mes, žinoma, dar kartą nukreipiame savo dėmesį į Saulę. Stipriausias vainikinės masės išmetimas beveik visada yra Saulės žybsnių rezultatas. Saulės blyksniai yra intensyvūs Saulės sprogimai, vykstantys sudėtinguose Saulės dėmių regionuose. Saulės blyksnis yra toks neįtikėtinai galingas, kad mums net sunku įsivaizduoti jo jėgą. Vienas Saulės blyksnis prilygsta milijonų branduolinių bombų galiai. Šie sprogimai gali nutraukti magnetinio lauko linijas šalia saulės dėmių srities ir išmesti dalį Saulės atmosferos (Vainiko) į kosmosą. Plazma, kuri išstumiama ir pradeda savo kelionę per tarpplanetinę erdvę ir yra tai, ką mes vadiname vainikinės masės išmetimu.

Bet gal pakalbėkime daugiau apie tas Saulės dėmes, nes be Saulės dėmių neturėsime Saulės žybsnių. Saulės dėmės yra tamsesnės ir vėsesnės Saulės paviršiaus vietos, kur stiprios magnetinio lauko linijos kyla iš Saulės vidaus per Saulės paviršių. Kai šios magnetinio lauko linijos susipainioja viena su kita ir sutrūksta, jos išskiria didžiulį energijos kiekį, kurį vadiname Saulės blyksniu. Tačiau Saulės dėmių ne visada galime rasti savo Saulėje, nes Saulė laikosi maždaug 11 metų modelio, kai Saulė iš beveik be Saulės dėmių virsta Saule su daugybe Saulės dėmių ir vėl tampa Saule be Saulės dėmių. Tai mes vadiname Saulės ciklu.

Taip vadinamieji gijų išsiveržimai gali sukelti vainikinės masės išmetimą į kosmosą. Gijos yra jonizuotų dujų debesys, susidarantys virš Saulės paviršių tarp priešingo magnetinio poliškumo sričių. Kai gija tampa nestabili, ji dažnai subyra ir ją vėl sugeria Saulė. Kita galimybė yra ta, kad ji išsiveržia ir sugeba pabėgti nuo Saulės gravitacijos, susidaręs plazmos debesis vadinamas… taip, jūs atspėjote... vainikinės masės išmetimas.

Smarkūs Saulės įvykiai, tokie kaip Saulės blyksniai ir gijų išsiveržimai, kartais išstumia į kosmosą didelius kiekius įkrautų dalelių. Svarbiausios dalelės yra protonai, kurie gali pakenkti palydovams ir apsunkinti aukšto dažnio radijo ryšį poliarinėse platumose. Kai šie protonai viršija tam tikrą ribą, mes kalbame apie Saulės spinduliuotės audrą.

Pašvaistė

Gerai, dabar mes daug žinome apie kosmoso orus. Pakartokime: žinome, kad kosmoso orai prasideda nuo Saulės, kur nuolatinis stipriai įkrautų dalelių srautas, vadinamas Saulės vėju, išeina iš Saulės. Kartais pastebime dramatišką Saulės vėjo, paliekančio Saulę, padidėjimą: vainikinių skylių Saulės vėjo srautus ir vainikinės masės išmetimą. Saulės vėjas su savimi pasiima magnetinį Saulės lauką, kurį vadiname tarpplanetiniu magnetiniu lauku. Kai tarpplanetinio magnetinio lauko Z komponentas (Bz) pasisuka į pietus (neigiamas), tai sukuria gerą ryšį su Žemės magnetiniu lauku, o tai savo ruožtu leidžia Saulės vėjui lengviau prasiskverbti į mūsų atmosferą. Kai visos dėlionės dalys atsidurs savo vietose, pamatysime dramatišką pašvaistės aktyvumo padidėjimą, dėl kurio pašvaistė bus matoma iš žemesnių platumų nei įprastai. Tai mes vadiname geomagnetine audra.

Taigi, geomagnetinė audra yra vainikinės skylės Saulės vėjo srauto arba vainikinės masės išmetimo, atkeliavusio į Žemę, rezultatas. Kai žinome, kad gali padidėti pašvaistės aktyvumas, laikas patikrinti, ką mums sako magnetometrai. Magnetometrai yra labai jautrūs jutikliai, kurie yra visame pasaulyje ir matuoja magnetinio lauko trikdžius aplink mūsų planetą. Internete galime rasti daugybę magnetometrų grafikų visame pasaulyje ir, sujungę visus šiuos duomenis, galime gana gerai spėti, kokia stipri šiuo metu yra geomagnetinė audra ir kuriose platumose galime pamatyti pašvaistę. Šių magnetometrų duomenimis, geomagnetiniam trikdžiui galite suteikti tam tikrą Kp reikšmę. Kp indeksas prasideda nuo 0 ir siekia 9. Geomagnetinė audra prasideda nuo Kp 5, o tai yra nedidelė geomagnetinė audra ir tęsiasi iki Kp9, kuri būtų ekstremali geomagnetinė audra. Taigi Kp indeksas yra pagrindinis būdas mums pasakyti, kokio dydžio yra pašvaistės ovalas ir kokia ryški yra pašvaistė.

Kompiuteriai taip pat bando įvertinti, koks bus Kp indeksas artimiausioje ateityje, naudodamiesi saulės vėjo ir TML duomenimis. Tai ne visada yra 100% patikima, tačiau pradedantiesiems tai yra puiki priemonė apytiksliai nuspėti, ar artimiausią valandą gali atsirasti Pašvaistė. Norėdami gauti išsamesnės pagalbos, kviečiame perskaityti toliau pateiktus straipsnius.

<< Eiti į ankstesnį puslapį