Hjälp

På den här sidan hittar du en sammanfattning av allt som rör rymdväder. För en mer detaljerad förklaring med bilder och andra verktyg så har du möjlighet att klicka på de länkar du finner under varje sektion. Skulle du ha fler frågor är du välkommen att skriva i vårt forum där vi gör vårt bästa för att svara.

Rymdväder

För att förstå rymdväder behöver vi förstå Solen. Vår stjärna är så mycket mer än en glödande boll i mitten av solsystemet, den är dynamisk och spelar en nyckelroll i hela vårt solsystem.

Det första vi behöver förstå är att rymden inte är så tom som vi kanske tror. Det vi kallar rymd innehåller en konstant ström av högenergipartiklar (elektroner) vilka flödar från Solen. Det här är det vi kallar solvind. Det magnetiska fält som omsluter vår planet har som uppgift att se till att allt som lever och vandrar här är skyddat från dessa partiklar, denna solvind. Om vi plötsligt inte längre hade detta magnetiska fält skulle Jorden likna planeten Mars, en bar planet utan atmosfär - en miljö omöjlig för människor att leva i. Vårt magnetfält är inte hundraprocentigt skyddande. Solvinden är kapabel att penetrera skalet i svagare områden. Dessa områden existerar i en oval form runt våra magnetiska nord- och sydpoler. Här tillåts solvind att kollidera med syre och kväveatomer i vår atmosfär högt upp, vanligtvis mellan 80- 600 km. När solvinden når dessa atomer får de energi. Den här energin får atomerna i atmosfären att tillfälligt lämna av fotoner, vilket för våra ögon blir ljus. Atomerna reagerar och förblir ljusa tills de lugnar ner sig. Det här är det som vi ser som norr- eller sydsken på vår natthimmel.

Solvinden är den första biten i ett pussel vi behöver känna till för att fullt förstå rymdväder. Den andra stora biten är Solens magnetiska fält. Det här är den faktor vi kallar för det interplanetära magnetfältet eller IMF (IMF, interplanetary magnet field). Det interplanetära magnetfältet är en komponent vilken solvinden för ut i hela solsystemet. Magnetfältet är dynamiskt och varierande och innehåller både styrka (Bt) och riktning eller orientering, (Bz). En kraftigare styrka (Bt) och en sydlig riktning eller orientering (Bz) är vad som skapar riktigt kraftiga norr- och sydsken. Diagrammet du finner på sidan visar när Bz är sydligt orienterat.

Varför spelar det här roll? Om du någon gång lekt med magneter är det här lättare att förstå. Om du har två vanliga magneter och försöker föra ihop dem med minus med minus eller plus med plus, vill de ju sära på sig. De stöter bort varandra. Om du istället kopplar nord mot syd så attraherar de varann och länkas ihop. Precis samma länk, eller attraktion sker i rymden där det interplanetära magnetfältet och jordens magnetfält möts. Jordens magnetfält löper i magnetiska linor från syd till nord. Jordens magnetfält har alltså en naturlig förekomst av Z-faktor nord, eller +. Magnetismen pekar alltså mot nord. Ta fram din kompass så ser du. När det interplanetära magnetfältets riktning är nordligt orienterad (Bz 10,5nT som exempel) sker samma avstötning, samma ”krock” som när de två magneterna på köksbordet möts och stöter bort varandra.

Låt oss nu låtsas att Z-faktorn (Bz) vänder till sydlig riktning och orientering. Vi förstår och vet att jordens magnetfält pekar nordligt. När det interplanetära magnetfältet har en sydlig orientering (Bz -8nt som exempel) kommer alltså jordens magnetfält vilja ”länka” och koppla ihop sig det interplanetära magnetfältet. Med den här kopplingen gjord, är det mycket lättare för solvind att flöda in i atmosfären. På diagrammet på sidan vill vi se ett negativt värde, exempelvis Bz - 8.6 eller ännu mer, Bz -20nt. Det här betyder att det interplanetära magnetfältet har en sydlig orientering.

Solvinden och det interplanetära magnetfältet varierar. Hastighet, styrka, riktning, densitet är variabler som kan skifta dramatiskt under perioder. Bakgrundsvinden, eller normal solvind är ca 300 kilometer per sekund. Tack vare speciella händelser på vår sol kan vi se upp till ca 1000 km/s eller mer! Lika så kan densiteten, vilket är ett mått på partiklar i solvinden per kubikcentimeter, även den variera dramatiskt från att vara nästan 0 till över 100p/cm3! Den magnetiska komponenten, som definieras av styrka och riktning (Bt och Bz) kan först öka i styrka och sedan även skifta riktning. Starkt sydlig IMF (interplanetärt magnetfält) i kombination med ökad hastighet och densitet påverkar jordens magnetfält så att fler partiklar från solvinden flödar in i vår atmosfär. Norrskenet blir ljusare och norrskensovalen expanderar söderut på norra halvklotet och norrut på södra halvklotet. När det här händer inträffar vad vi kallar geomagnetisk storm. Vi återkommer om vad det begreppet handlar om, men först måste vi titta på vad som egentligen föder det rymdväder vilket i sin tur producerar norrsken och alltså återigen titta på vår sol. Det handlar främst om koronahål (CH, corona hole) och koronamassutkastningar, CMEs (coronal mass ejections).

Koronahål

Vi börjar med koronahål. Ett koronahål är namnet för ett område på solen där magnetiska fält sträcker sig långt ut från solen, ut i rymden. Detta fenomen formar ett område där solvind kan flöda ut i hastigheter ibland långt över normalt. När vi har ett koronahål direkt riktat mot oss, behöver solvinden från det området passera genom bakgrundsvind eller normal solvind. Det här fenomenet bildar en chockvåg, eftersom den snabbare strömmen av solvind trycker sig fram genom den långsammare solvindens partiklar. Den här chockvågen innehåller alltså en mängd partiklar, men även ofta ett starkare magnetfält (IMF). När chockvågen har passerat ser vi densiteten falla nedåt. Från kanske 80p /cm3 ner till 2-8p /cm3. Även IMF´s styrka minskar ofta. Däremot ökar hastigheten. Vi är alltså inne i en CH HSS. (coronal hole high speed stream). Dessa händelser, inklusive chockvåg är ofta källan bakom svaga till mellanstarka geomagnetiska stormar här på jorden, dvs norrsken.

Denna översättning är ofullständig - Snälla hjälp oss att översätta och kontakta oss.

Coronal mass ejections

The most dramatic space weather effects come from so called coronal mass ejections. A coronal mass ejection (or CME for short) is basically a giant cloud of solar plasma drenched with solar magnetic field lines that get expelled by the Sun during dramatic events like solar flares and filament eruption. Later on we will take a look what solar flares and filament eruptions exactly are but it’s wise to remember these two terms as you will often hear them in our analyses!

But let’s take a deeper look at coronal mass ejections. A coronal mass ejection is an enormous cloud of solar wind particles that is often much faster and denser then the ambient solar wind. The interplanetary magnetic field within such a coronal mass ejection is often much stronger as well. The interplanetary magnetic field normally has a total strength (Bt) of about 6 nanoTasla here at Earth but inside a coronal mass ejection this can increase to 40nT or even more! You can imagine that Earth’s magnetic field can respond violently when the strength of the interplanetary magnetic field increases that much!

An important thing that we need to understand is that coronal mass ejections can be launched in any direction. More often than not they will be directed away from Earth. If we are lucky that we do have such a plasma cloud coming towards our planet, then with a bit of luck we can enjoy fantastic auroral displays often at much lower latitudes than normal.

Denna översättning är ofullständig - Snälla hjälp oss att översätta och kontakta oss.

Sunspots, solar flares and filaments

We now know what a coronal mass ejection is but how does the Sun expel these enormous clouds of plasma? For that we of course turn our attention once more towards the Sun. The strongest coronal mass ejection are almost always the result of solar flares. Solar flares are intense explosions on the Sun that occur at complex sunspot regions. A solar flare is so incredibly powerful that we have a hard time imagining their strength. One solar flare equals the power of millions of nuclear bombs. These explosions can break the magnetic field lines near a sunspot region and eject a part of the solar atmosphere (the corona) into space. The plasma that is being ejected and starts its journey through interplanetary space is what we call a coronal mass ejection.

But more about those sunspots because without sunspots, we will not have any solar flares. Sunspots are darker and cooler areas on the solar surface where strong magnetic field lines come up from the interior of the Sun trough the solar surface. When these magnetic field lines become entangled with each other and snap, they release a huge amount of energy which we call a solar flare. Sunspots are however not something we can always find on our Sun, the Sun follows a pattern of about 11 years where the Sun goes from pretty much no sunspots to very many sunspots, and back to no sunspots again. This is what we call a solar cycle.

Also so called filament eruptions can launch a coronal mass ejection into space. Filaments are clouds of ionized gasses that form above the solar surfaces between areas of opposite magnetic polarities. When a filament becomes unstable, it often collapses and gets reabsorbed by the Sun. Another possibility is that it erupts and manages to escape the gravity of the Sun, the resulting plasma cloud is called… indeed you guessed it… a coronal mass ejection.

Denna översättning är ofullständig - Snälla hjälp oss att översätta och kontakta oss.

Proton events and radio blackouts

All these violent events on the Sun like filament eruptions but mostly those strong solar flares also cause some less pleasant side effects here on Earth. Solar flares for example are the source of short-lived radio blackouts on the sunlit side of Earth. Solar flares emit X-ray and extreme ultraviolet light which impact a layer of our atmosphere where high frequency (HF) radio signals travel trough.

A second not so pleasant problem are proton events. A proton event can be the result of strong eruptions on our Sun. These protons are launched at incredibly high speeds and cause all kinds of trouble both here at Earth and in space. These proton storms can last for multiple days and they make high frequency radio communication impossible at artic latitudes and even satellites can be damaged during strong proton events.

Denna översättning är ofullständig - Snälla hjälp oss att översätta och kontakta oss.

Aurora

Okay, we now know a lot about space weather. Let’s recap: we know that space weather begins on the Sun where a constant stream of highly charged particles called the solar wind escapes the Sun. Occasionally, we see a dramatic increase in the amount of solar wind that leaves the Sun: coronal hole solar wind streams and coronal mass ejections. The solar wind takes with it the magnetic field of the Sun which we call the interplanetary magnetic field. When the Z-component (Bz) of the interplanetary magnetic field turns southward (negative) then this causes a good connection with Earth’s magnetic field which in turn makes it easier for the solar wind to penetrate our atmosphere. When all the pieces of the puzzle fall in place we will see a dramatic increase in auroral activity which in turns causes the aurora to be visible from lower latitudes than normal. This is what we call a geomagnetic storm.

A geomagnetic storm is thus the result of a coronal hole solar wind stream or a coronal mass ejection arriving at Earth. When we know that there could be a chance of enhanced auroral activity it is time to check out what the magnetometers are telling us. Magnetometers are very sensitive sensors that are located all around the globe and measure the disturbance of the magnetic field around our planet. We can find many graphs on the internet of magnetometers around the world and if we combine all of this data we can make a pretty good guess of how strong a geomagnetic storm is right now and at which latitudes we might be able to see aurora. With the data of these magnetometers, you can give a certain Kp-value to the geomagnetic disturbance. The Kp-index starts at 0 and goes to 9. Geomagnetic storming starts at a Kp of 5, which is a minor geomagnetic storm and goes all the way to Kp9 which would be an extreme geomagnetic storm. The Kp-index is thus a basic way of telling us how big the auroral oval, and how strong the aurora is.

Computers also try to estimate what the Kp-index will be in the near future by using solar wind and IMF data. This is not always 100% reliable but for beginners it is an excellent tool to make a rough prediction if there will be chance for aurora in the coming hour or so. For more detailed help we invite you to read the articles below.

<< Tillbaka till föregående sida

Enligt den aktuella datan finns det ingen chans för norrsken på medelhöga breddgrader

Senaste nytt

Dagens rymdväder

Norrskensaktivitet Svag Stark
Höga breddgrader 30% 35%
Medelhöga breddgrader 15% 1%
Prognoserad Kp max 4
Solaktivitet
M-klassutbrott 1%
X-klassutbrott 1%
Månfas
Nymåne

Stöd SpaceWeatherLive.com!

För att vara tillgängliga vid stora norrskensutbrott måsta vi ha kraftiga servrar som kan hantera alla besökare. Donera och stöd vårt projekt, så att vi kan finnas online även under stora stormar!

100%

Vad är norrskensmeddelande?

Rymdvädersfakta

Senaste X-utbrottet:10/09/2017X8.2
Senaste M-utbrottet:20/10/2017M1.0
Senaste geomagnetiska stormen:08/11/2017Kp6 (G2)
Dagar utan solfläckar i 2017:81
Senaste dag utan solfläckar:13/11/2017

I dag i historien*

Solutbrott
12013X1.0
22003M1.7
32000C9.1
42003C9.1
52003C8.8
ApG
1199422G1
2200120
3200214
4200312
5199912
*sedan 1994