Sluneční erupce se mohou dramaticky lišit nejen silou, ale také délkou. Některé sluneční erupce trvají hodiny a jiné trvají jen pár minut. Dlouhodobé sluneční erupce jsou často (ale ne vždy!) Doprovázeny vystřelením sluneční plazmy. To je to, čemu říkáme hromadné vyhazování korony. Sluneční erupce, které nemají příliš dlouhou dobu (impulzivní), mohou stále spustit vysunutí koronální masy, ale to je poměrně vzácné, a pokud ano, tyto ejekce koronální masy často nejsou tak silné jako ejekce koronální masy, které jsou spouštěny na základe dlouhodobých slunečních erupcií.

Neexistuje přesný časový limit, který musí sluneční erupce dosáhnout, aby mohla být klasifikována událost jak dlouhou dobá, ale americká NOAA SWPC klasifikuje sluneční erupci jako dlouhodobá, pokud sluneční erupce probíhá ješte 30 minut poté, co začala.

Image: Example of an impulsive solar flare.

Image: Example of a long duration solar flare.

Obraz: Parkerova spirála.

Observatoř sluneční dynamiky NASA je na geosynchronní oběžné dráze kolem naší planety. Odtamtud má normálně nepřerušovaný výhled na Slunce. Avšak dvakrát ročně blízko rovnodenností, Země blokuje pohled SDO na Slunce po určitou dobu několik dnú. Tato zatmění jsou poměrně krátká na začátku a na konci těchto třítýdenních sezón zatmění, ale sklon až 72 minut uprostřed. Pokud vidíte snímek z SDO, který je zcela černý, pravděpodobně se díváte na Zemi!

Někdy můžete mít to štěstí, že na obrázcích z observatoře Solar Dynamics NASA uvidíte mnohem menší objekt: Měsíc! Měsíc se také může objevit na obrázcích observatoře sluneční dynamiky NASA, ale nikdy neblokuje celé Slunce na velmi dlouhou dobu, jako to dělá Země.

Animace: Země blokuje pohled SDO na Slunce.

Animace: Měsíc blokuje pohled SDO na Slunce.

K určení magnetické polarity slunečních skvrn a magnetické klasifikace skupiny slunečních skvrn používáme snímky magnetogramů z přístroje SDO / HMI. Toto je přímočarý magnetogram, přestože magnetické pole Slunce je 3D. To znemožňuje přesně určit magnetické rozložení oblasti slunečních skvrn v blízkosti okrajú kvůli projekčnímu efektu, protože se zdá, že polarita slunečních skvrn se poblíž okraje mění.

Obrázek: Projekční efekt.

Rozdílné obrázky se vytvářejí odečtením jednoho obrazu od předchozího obrázku. To ukazuje, co se změnilo z jednoho snímku na druhý a co se běžně používá při analýze slunečních událostí. Vymrštění koronální hmoty a jejich přesná trajektorie může být někdy obtížné odhalit pomocí běžných snímků, takže rozdílné snímky jsou často neocenitelným nástrojem. Sluneční erupce lze také mnohem snáze zjistit a analyzovat pomocí odlišných snímků.

Animace: Rozdílné snímky erubce v roce 2015 od SDO.

Animace: Rozdílné snímky vyhození koronální hmoty z roku 2017 od společnosti SOHO / LASCO.

Jakékoli místo ve vysokých zeměpisných šířkách bude schopno vidět polární záře s hodnotou Kp 4. Pro jakékoli umístění ve středních zeměpisných šířkách je zapotřebí hodnota Kp 7. Nízké zeměpisné šířky potřebují hodnoty Kp 8 nebo 9. Hodnota Kp, kterou potřebujete, samozřejmě závisí na tom, kde se na Zemi nacházíte. Vytvořili jsme praktický seznam, který je dobrým vodítkem pro to, jakou hodnotu Kp potřebujete pro dané místo v dosahu aurorálních oválů.

Důležité! Upozorňujeme, že níže uvedená umístění vám dávají rozumnou šanci vidět polární záře pro daný index Kp za předpokladu, že místní podmínky pro prohlížení jsou dobré. To zahrnuje mimo jiné: jasný výhled na severní nebo jižní horizont, žádné mraky, žádné světelné znečištění a úplnou tmu.

Mezi Kp5 a G1 není žádný rozdíl. NOAA používá pětúrovňový systém zvaný G-scale, který indikuje závažnost pozorované i předpovídané geomagnetické aktivity. Tato stupnice slouží k rychlé indikaci závažnosti geomagnetické bouře. Tato stupnice se pohybuje od G1 do G5, přičemž G1 je nejnižší úroveň a G5 je nejvyšší úroveň. Podmínky pod úrovní bouře jsou označeny jako G0, ale tato hodnota se běžně nepoužívá. S každou úrovní G je spojena určitá hodnota Kp. To se pohybuje od G1 pro hodnotu Kp 5 až po G5 pro hodnotu Kp 9. Následující tabulka vám s tím pomůže.

Země má přibližně 24 časových pásem. Říkáme „přibližně“, protože některé země nebo regiony používají místní časy, které se od těchto zón odchylují půl hodiny. Jakmile však mluvíme o vesmírném počasí nebo dokonce o vědě obecně, na skutečnosti záleží jen v jednom, a to je koordinovaný světový čas (UTC). Opět najdete vše na našem webu. Pomocí níže uvedené mapy zjistíte rozdíl mezi časem UTC a časovým pásmem, ve kterém se nacházíte. Kliknutím na obrázek zobrazíte jeho větší verzi.

Obraz: Standardní časová pásma světa. Source: Wikimedia Commons.

Pojďme pracovat na několika příkladech: představte si, že jste v kanadském Vancouveru v časovém pásmu tichomořského standardního času. Podle času UTC je to 21 UTC. Chcete-li převést čas UTC na náš místní čas, musíme odečíst 8 hodin od času UTC. 21 minus 8 má za následek místní čas 13 PST. Během letního času (tichomořský letní čas) odečteme 7 hodin od času UTC a výsledkem je místní čas 14 PDT.

Zkusme to znovu, ale tentokrát jsme v Amsterdamu v Nizozemsku. Chcete-li převést 21 UTC na náš místní čas, přidáme 1 hodinu a výsledkem je místní čas 22 hodin. Během letního času přidáme 2 hodiny a výsledkem je místní čas 23 hodin.

Při převodu UTC na místní čas mějte na paměti datum. Jako příklad si znovu vezmeme kanadský Vancouver: v současné době je 14. listopadu, 2 hodiny UTC. Výsledkem je 18. listopadu 13. listopadu místního času ve Vancouveru v Kanadě.

SpaceWeatherLive nabízí způsob, jak změnit čas UTC na váš místní čas na interaktivních grafech, jako jsou grafy slunečního větru a slunečních erupcí. To provedete klepnutím na hodiny, které najdete na webu i v aplikaci. Tím se změní časy zobrazené v interaktivních grafech na váš místní čas nebo zpět z vašeho místního času na čas UTC.

Aplikace SpaceWeatherLive

Stránka SpaceWeatherLive

Fórum komunity SpaceWeatherLive