Rozbłyski słoneczne mogą się nie tylko drastycznie różnić siłą, ale także czasem trwania. Niektóre rozbłyski słoneczne trwają godzinami, a inne tylko kilka minut. Długotrwałe rozbłyski słoneczne są często (ale nie zawsze!) połączone z wyrzutem plazmy słonecznej. To jest to, co nazywamy wyrzutem masy koronalnej. Rozbłyski słoneczne, które nie trwają zbyt długo (impulsywne), nadal mogą wywołać wyrzut masy koronalnej, ale jest to dość rzadkie, a jeśli już, to te wyrzuty masy koronalnej często nie są tak silne, jak wyrzuty masy koronalnej, które są wywoływane podczas zdarzeń o długim czasie trwania.

Nie ma dokładnego limitu czasu, jaki musi trwać rozbłysk słoneczny, aby można go było zakwalifikować jako zjawisko długotrwałe, ale amerykańska NOAA SWPC klasyfikuje rozbłysk słoneczny jako zjawisko długotrwałe, jeśli nie upłynął jeszcze 30 minut od jego rozpoczęcia.

Image: Example of an impulsive solar flare.

Image: Example of a long duration solar flare.

Obraz: Spirala Parkera.

Solar Dynamics Observatory NASA znajduje się na orbicie naszej ziemi. Tam normalnie ma nieprzerwany widok na słońce. Jednakże dwa razy w roku, w okolicach równika, ziemia blokuje widok SDO na słońce przez jakiś czas. Te zaćmienia są krótkie na początku i na końcu tych trzytygodniowych sezonów zaćmień ale w środku wydłużają się do 72 minut. Jeżeli zobaczysz całkowicie czarny obraz z SDO, to prawdopodobnie patrzysz na ziemię!

Czasami możesz być szczęśliwy i zobaczyć znacznie mniejszy obiekt na zdjęciach z NASA Solar Dynamic Observatory: Księżyc! Księżyc czasami też może się pojawić na zdjęciach z NASA Solar Dynamic Observatory, ale nigdy nie będzie blokował słońca w całości przez długi czas jak Ziemia.

Animacja: Ziemia zasłania SDO widok na Słońce.

Animacja: Księżyc zasłania SDO widok na Słońce.

Aby stwierdzić biegunowość magnetyczną plamy słonecznej i klasyfikację magnetyczną grupy plam, używamy obrazu magnetogramu z instrumentu SDO/HMI. To jest obraz liniowy, nawet jeżeli pole magnetyczne słońca jest 3D. To sprawia, że niemożliwe jest dokładne stwierdzenie położenia magnetycznego plamy słonecznej blisko krawędzi słońca przez efekt projekcji, ponieważ biegunowość plam słonecznych wydaje się zmieniać w pobliżu krawędzi.

Obraz: Efekt projekcji.

Difference images are created by subtracting one image from the foregoing picture. This shows what has changed from one frame to the other and are commonly used when analyzing solar events. Coronal mass ejections and their exact trajectory can sometimes be hard to spot using regular imagery making difference imagery often an invaluable tool. Solar eruptions are also much easier to spot and analyze with difference imagery.

Animacja: Różnice w obrazach erupcji z 2015 r. w porównaniu z obrazami SDO.

Animation: Difference imagery from SOHO/LASCO of a coronal mass ejection in 2017.

Any location on the high latitudes will be able to see auroras with a Kp of 4. For any location on the middle latitudes a Kp-value of 7 is needed. The low latitudes need Kp-values of 8 or 9. The Kp-value that you need of course depends on where you are located on Earth. We made a handy list which is a good guide for what Kp-value you need for any given location within the reach of the auroral ovals.

Ważne! Pamiętaj, że poniższe lokalizacje dają realną szansę na zobaczenie zorzy polarnej dla podanego indeksu Kp, pod warunkiem dobrych lokalnych warunków obserwacji. Obejmuje to między innymi: dobrą widoczność północnego lub południowego horyzontu, brak chmur, brak zanieczyszczenia światłem i całkowitą ciemność.

There is no difference between Kp5 and G1. NOAA uses a five-level system called the G-scale, to indicate the severity of both observed and predicted geomagnetic activity. This scale is used to give a quick indication of the severity of a geomagnetic storm. This scale ranges from G1 to G5, with G1 being the lowest level and G5 being the highest level. Conditions below storm level are labelled as G0 but this value is not commonly used. Every G-level has a certain Kp-value associated with it. This ranges from G1 for a Kp-value of 5 to G5 for a Kp-value of 9. The table below will help you with that.

Ziemia ma około 24 stref czasowych. Mówimy "około" dlatego, że niektóre kraje lub regiony używają czasu lokalnego zbaczającego o pół godziny od tych stref czasowych. Jednakże, kiedy mówimy o pogodzie kosmicznej lub o nauce ogólnej obchodzi nas jedna strefa czasowa Koordynowany czas uniwersalny (UTC). Znajdziesz ten czas wszędzie na naszej stronie. Urzyj mapy poniżej by zobaczyć różnice pomiędzy strefą czasową UTC i strefą czasową w której ty się znajdujesz. Kliknij na obrazek by ujrzeć powiększoną wersję.

Obraz: Standardowe strefy czasowe świata. Source: Wikimedia Commons.

Przyjrzyjmy się kilku przykładom: wyobraź sobie, że jesteś w Vancouver, Kanada w Pacyficznej strefie czasu standardowego. Według czasu UTC to jest UTC 21. By przekształcić czas UTC do twojego czasu lokalnego musisz odjąć 8 godzin od czasu UTC. 21 odjąć 8 się równa czasu lokalnego 13 PST. Podczas czasu letniego (Pacific Daylight Time) Odejmujemy 7 godzin od czasu UTC i to równa się czasu lokalnemu 14 PDT.

Spróbujmy jeszcze raz, ale tym razem jesteśmy w Amsterdamie w Holandii. Aby zamienić godzinę 21 UTC na nasz lokalny czas, dodajemy 1 godzinę, co daje nam godzinę 22 czasu lokalnego. W czasie letnim dodajemy 2 godziny, a więc będzie to godzina 23 czasu lokalnego.

Do keep in mind the date when converting UTC to your local time. We once again take Vancouver, Canada as an example: it currently is 14 November, 02h UTC time. This results in 18h on 13 November local time in Vancouver, Canada.

SpaceWeatherLive does offer a way to change the UTC time to your local time on the interactive graphs like the solar wind and solar flare graphs. You do this by tapping on the clock which you can find both on the website and app. This will change the times displayed on the interactive graphs to your local time or back from your local time to the UTC time.

Aplikacja SpaceWeatherLive

Strona SpaceWeatherLive

Forum społecznościowe SpaceWeatherLive