Aurorini indeksi
Ti indeksi so namenjeni meritvam motnjam magnetnega polja, ki jih inducirajo razni tokovi, ki predvsem med obdobji nemirnega vesoljskega vremena tečejo skozi ionosfero. Indeksi se izračunajo iz podatkov o geomagnetnem polju, ki jih zagotavljajo observatoriji, ki se nahajajo v polarnih območjih. Vsako minuto se izračunata zgornja in spodnja vrednost geomagnetnega polja (AL in AU), njuna razlika pa je indeks AE. Iz njunega povprečja se izračuna indeks AO.
Cikel Sončeve aktivnosti
Sončeva aktivnost se spreminja skozi čas s povprečno dobo 11 let. Tej dobi rečemo Sončev cikel oziroma cikel Sončeve aktivnosti. Ko je Sonce najbolj (najmanj) aktivno, govorimo o maksimumu (minimumu) Sončeve aktivnosti. Tekom maksimuma lahko na Sončevem površju opazimo številne Sončeve pege, v kromosferi in koroni pa tako imenovana aktivna območja. Povprečno število izbruhov koronalne snovi tekom maksimuma je nekaj na dan. Tekom minimuma je površje Sonca dokaj brezoblično, skorajda brez peg, aktivna območja so zelo maloštevilna, koronalni izbruhi snovi pa se zgodijo v povprečju enkrat na teden.
Geomagnetna nevihta
Geomagnetna podnevihta
Geomagnetne podnevihte so krajše motnje magnetnega polja, pri katerih lahko pride do toka delcev v gornje plasti zemljine atmosfere in posledično do polarnega sija. Geomagnetno aktivnost povezano z aurorami merimo z aurorinimi indeksi (AE, AU, AL, A0).
Geomagnetni rep
Geomagnetni rep je del magnetosfere, ki se nahaja na nočni strani, torej se razteza v smeri od Sonca navzven, tudi več kot 1000 Zemljinih radijev stran od našega planeta.
Heliopavza
Heliopavza je meja, ki loči heliosfero od medzvezdnega prostora.
Heliosfera
Heliosfera je nekakšna votlina, ki obdaja Sonce. Prostor znotraj heliosfere je napolnjen s Sončevim vetrom ter prežet z medplanetarnim magnetnim poljem, ki prav tako izvira s Sonca. Meja heliosfere je tam, kjer je lokalni skupni tlak, ki je vsota dinamičnega tlaka Sončevega vetra, termičnega tlaka v njem ter magnetnega tlaka, enak skupnemu tlaku v medzvezdnem prostoru. Na eni strani meje imamo torej prostor, kjer fizikalne pogoje narekuje Sonce, na drugi pa je medzvezdni prostor. Heliopavza je tudi plast, kjer je radialna hitrost sončevega vetra enaka nič.
Indeks Dst
Indeks Dst je namenjen meritvam motenj geomagnetnega polja tekom geomagnetnih neviht. Njegove enote so enake enotam magnetnega polja, torej nanoTesla. Indeks Dst se izračuna na podlagi meritev geomagnetnega polja izbranih geomagnetnih observatorijev na geografskih širinah blizu ekvatorja.
Indeks Kp
Z indeksom Kp merimo hitre in nepravilne spremembe v geomagnetnem polju tekom geomagnetne nevihte. Izračuna se na podlagi meritev horizontalne komponente geomagnetnega polja trinajstih observatorijev, ki se nahajajo na geografskih širinah, kjer se pojavlja polarni sij.
Izbruhi koronalne snovi
Izbruhi koronalne snovi so ogromne strukture, ki izvirajo s Sonca in nosijo s sabo velike količine plazme ter medplanetarnega magnetnega polja. Opazujemo jih predvsem s koronografi vesoljskih misij. Ti izbruhi nato potujejo po medplanetarnem prostoru s hitrostmi, ki so lahko dosežejo več kot 2000 km/s. Izbruhi koronalne snovi, ki dosežejo Zemljo, lahko povzročijo najintenizvnejše geomagnetne nevihte.
Koronalne luknje
Če posnamemo Sonce v rentgenski svetlobi, lahko včasih opazimo temna območja na njem. To so t.i. koronalne luknje, z nižjo temperaturo in gostoto od ostale korone. Koronalne luknje so območja iz katerih se magnetno polje razteza daleč ven v medplanetarni prostor. Tem silnicam pravimo odprte magnetne silnice (za razliko od t.i. zaprtih silnic). Iz koronalnih lukenj izvira t.i. hiter sončev veter, katerega hitrosti so tipično med 400 in 800 km/s. Med maksimumom Sončeve aktivnosti se koronalne luknje pojavljajo na vseh heliocentriočnih širinah in so tipično kratkotrajne v primerjavi z rotacijsko dobo Sonca (Carringtonovo rotacijo). Med sončevim minimumom se koronalne luknje nahajajo v bližini sončevih magnetnih polov in so lahko prisotne tekom večih Carringtonovih rotacij. Tem pravimo polarne koronalne luknje.
Kozmični delci
Kozmični delci so protoni ter jedra drugih elementov z visokimi energijami, ki lahko dosežejo tudi nekaj sto miljonov ali celo nekaj miljard elektronVoltov (eV). Njihovi glavni viri so Sonce (Sončevi kozmični delci), terminalni udarni val (anomalni kozmični delci), naša Galaksija (galaktični kozmični delci) ter druge galaksije (izvengalaktični kozmični delci).
Magnetosfera
Magnetosfera je nekakšna votlina, ki obdaja Zemljo. Znotraj te votline prevladujeta snov in magnetno polje, ki izvirata z Zemlje, zunaj nje pa s Sonca. Na strani, ki je obrnjena proti Soncu, Sončev veter pritiska na mejno plast magnetosfere, ki ji rečemo magnetopavza, zato le-ta tam doseže največjo oddaljenost od Zemlje okoli 10 Zemljinih polmerov. Na nočni strani se magnetosfera razteza v geomagnetni rep, ki je lahko dolg tudi več kot 1000 Zemljinih polmerov.
Magnetopavza
Magnetopavza je mejna plast magnetosfere.
Medplanetarni izbruhi koronalne snovi
Če izbruh koronalne snovi namesto s koronografom zaznamo z inštrumenti, ki v medplanetarbnem prostoru izvajajo lokalne meritve stanja Sončevega vetra ter medplanetarnega magnetnega polja, jim pravimo medplanetarni izbruhi koronalne snovi. Če so ti izbruhi dovolj hitri, potem bo pred njimi nastal medplanetarni udarni val.
Medplanetarno magnetno polje
Medplanetarno magnetno polje izvira s Sonca ter je prisotno v vsem medplanetarnem prostoru. V notranjosti Sonca delujejo namreč procesi, ki jih poznamo s skupnim imenom Sončev dinamo, ki nenehno proizvajajo magnetno polje. Tega natoSončev veter odnaša proti robu heliosfere. Tipična jakost medplanetarnega magnetnega polja na heliocentrični razdalji ene astronomske enote je 5 – 10 nanoTesel. Ta vrednost lahko zelo naraste, če se v Sončevem vetru nahajajo strukture, kot so izbruhi koronalne snovi ali območja interakcije struj.
Meritve “in-situ”
Meritve in-situ so lokalne meritve fizikalnih lastnosti Sončevega vetra in medplanetarnega magnetnega polja, ki jih izvajajo vesoljske sonde.
Območje interakcije struj
Sončev veter, ki odteka s Sonca ima lahko različne hitrosti. Če hitra struja sončevega vetra dohiti počasnejšo, to lahko povzroči nastanek območja interakcije tokov. V tem območju se gostota sončevega vetra poveča, na stiku med obema tokovoma pa opazimo nenaden skok v hitrosti sončevega vetra. Ta območja so lahko omejena z dvema udarnima valovoma.
Polarni sij
Polarni siji so vidni predvsem na območjih, ki so blizu poloma Zemljinega magnetnega polja. Posebej intenzivni so tekom magnetnih neviht in podneviht. Takrat lahko ionosfero blizu magnetnih polov dosežejo delci iz Sončevega vetra ali hitri delci, ki so pospešeni v geomagnetnem repu. Njihova interakcija z ioni v ionosferi povzroči sevanje, ki ga lahko vidimo s prostimi očmi.
Sončev veter
Sončev veter je vroč, ionizirani plin, ki nenehno odteka s Sonca in zapolnjuje ves medplanetarni prostor. Tipične hitrosti Sončevega vetra so nekaj sto kilometrov na sekundo. Je dejansko podaljšek najbolj zunanje plasti Sončeve atmosfere, ki ji pravimo korona. V splošnem ločimo počasen Sončev veter s hitrostmi pod 400 km/s, ki izhaja z območij na Soncu z zaprtimi magnetnimi silnicami, kot so Sončevi šlemi, ter hiter sončev veter, (hitrosti 400 in 800 km/s), ki izvira iz območij s t.i. odprtimi magnetnimi silnicami, kot so koronalne luknje.
Sončeve pege
Sončeve pege so zgodovinsko najstarejši indikator aktivnosti Sonca. Gre za območja na Soncu s temperaturo med 4000-5000 K, kar je manj od ostale fotosfere (približno 6000 K), zaradi česar oddajajo manj svetlobe. Na posnetkih Sonca ter pri opzovanjih skozi ustrezne filtre se Sončeve pege zdijo črne. Največ peg je na Sončevem površju med maksimumi Sončeve aktivnosti, najmanj pa tekom minimumov.
V časih, ko teleskopi še niso bili na voljo, so ljudje pege videli le izjemoma. Tako naj bi kitajski astronomi leta 364 pr. n. št. opazili temne lise na sončevem površju. Nato je o njih poročal Galileo Galilei, ki je na podlagi svojih opažanj prvi pravilno sklepal, da se Sonce vrti pokoli svoje osi. Število sončevih peg se spreminja skupaj s sončevo aktivnostjo. Ko je Sonce v t.i. maksimumu svoje aktivnosti je peg veliko več, kot kadar je Sonce v minimumu. Obdobje med dvema maksimuma (ali minimuma) imenujemo sončev cikel. Ta nihanja števila sončevih peg sta prva sistematično opazovala astronoma iz Nemčije ter Švice, Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875) ter Rudolf Wolf (1816–1893). Cikli sončeve aktivnosti lahko trajajo različno, med 9 ter 14 let, dolgoletno povprečje vseh ciklov, ki smo jih ljudje sistematično opazovali, pa je približno 11 let.
Sončevi šlemi
Sončevi šlemi so strukture na Soncu, ki se nahajajo v koroni in jih lahko vidimo tekom sončnih mrkov. To so območja zaprtih magnetnih silnic iz katerih v medplanetarni prostor odteka počasen Sončev veter s hitrostmi do 400 km/s.
Terminalni udarni val
Terminalni udarni val je tisti predel v heliosferi, kjer hitrost sončevega vetra postane subsonična (podzvočna).
Vesoljsko vreme
Izrazo vesoljsko vreme se nanaša na spremenljive pogoje na Soncu ter v medplanetarnem prostoru, ponavadi v Zemljini soseščini. Taki pogoji lahko povzročijo motnje zemeljskega magnetnega polja, s tem pa pojave, kot so geomagnetne nevihte, podnevihte, polarne sije, itd. Vesoljsko vreme lahko z znanstvenimi sateliti v orbitah okoli Zemlje in Sonca, pa tudi z geomagnetnimi observatoriji na površju našega planeta. Intenzivnost vesoljskega vremena merimi z različnimi indeksi, kot so Dst, Kp ter indeksi aktivnosti aurirnega electrojeta. Beri več.
Zemljin udarni val
To je planetarni oziroma obel udarni val, kjer se Sončev veter upočasni ter postane subsoničen.
Zemljino magnetno polje
Zemjino magnetno polje ali tudi geomagnetno polje v 90 % izvira iz tekočega Zemljinega jedra, ki deluje kot magnetni dinamo. To polje je prisotno povsod, njegova jakost na površju našega planeta pa je med 25.000 in 65.000 nanoTesel. Ta jakost se zmanjšuje z oddaljenostjo od Zemlje. Geomagnetno polje obdaja vso Zemljo in nas ščiti pred neposrednim vplivom Sončevega vetra ter medplanetarnega magnetnega polja. Polje tvori nekakšno votlino okoli Zemlje, ki ji pravimo magnetosfera. Le-ta je nekoliko sploščena na strani, ki gleda proti Soncu, na nočni strani pa se razteza v geomagnetni rep, ki je dolg več kot tisoč Zemljinih polmerov. Meji, ki loči Zemljino magnetno polje od medplanetarnega, pravimo magnetopavza.
soncniblog.com 
Komentiraj