W niniejszym rozdziale przedstawione zostaną podstawy teoretyczne dotyczące pogody kosmicznej, umożliwiające zrozumienie zagadnień i zjawisk omawianych w dalszej części pracy. Rozdział rozpoczyna się od definicji pogody kosmicznej, omówienia znaczenia jej monitorowania oraz wpływu zjawisk pochodzących ze Słońca na technologię i infrastrukturę. Dodatkowo przedstawione zostaną aktualne wyzwania w obserwacji i analizie pogody kosmicznej.
Następnie opisane zostaną główne zjawiska pogody kosmicznej, a rozdział zakończy się omówieniem systemów satelitarnych i centrów monitorowania, stanowiących źródło danych wykorzystywanych w analizie pogody kosmicznej.
Wiedza zawarta w tym rozdziale stanowi fundament do opracowania systemu automatycznego pobierania, analizowania i wizualizowania wybranych parametrów pogody kosmicznej stanowiącego główny cel niniejszej pracy.
1. Wprowadzenie teoretyczne
1.1 Wprowadzenie
W podrozdziale 1.1 przestawione zostaną pojęcia związane z pogodą kosmiczną oraz jej znaczenie w kontekście jej monitorowania i analizy. Omówione zostaną kluczowe aspekty umożliwiające zrozumienie zjawisk zachodzących na Słońcu i w przestrzeni międzyplanetarnej oraz ich wpływu na technologię i infrastrukturę na Ziemi. Wiedza zawarta w tym podrozdziale stanowi podstawę do omawiania poszczególnych zjawisk pogody kosmicznej w dalszej części tego rozdziału.
1.1a Definicja pogody kosmicznej
Pogoda kosmiczna odnosi się do dynamicznych i wysoce zmiennych warunków panujących w przestrzeni bliskiej Ziemi, obejmujących zjawiska zachodzące na Słońcu, w przestrzeni międzyplanetarnej i systemie magnosfera-jonosfera-termosfera. Niepożądane zmiany w tych obszarach mogą obniżyć wydajność i niezawodność systemów naziemnych i satelitów, prowadząc do poważnych problemów operacyjnych. Do najważniejszych zjawisk wpływających na pogodę kosmiczną należą m.in. promieniowanie magnetometryczne, energetyczne cząstki słoneczne, czy burze geomagnetyczne(D.N Baker, 1998)
1.1b Znaczenie monitorowania i analizy pogody kosmicznej
Monitorowanie pogody kosmicznej pełni kluczową rolę w przewidywaniu i ograniczaniu negatywnych skutków zjawisk słonecznych i międzyplanetarnych dla technologii i infrastruktury na Ziemi. Dane pozyskiwane w czasie rzeczywistym z satelitów i systemów naziemnych umożliwiają wczesne wykrywanie zmian w wietrze słonecznym, strumieniach cząstek i innych parametrach środowiska kosmicznego. Dzięki temu możliwe jest ostrzeganie zespołów obsługujących infrastruktury krytyczne, umożliwiając podejmowanie środków zapobiegawczych. Analizowanie i przewidywanie pogody kosmicznej pozwalają na opracowywanie odpowiednich środków zaradczych(Royal Academy of Engineering, 2013).
1.1c Wpływ zjawisk słonecznych na technologię i infrastrukturę
Zjawiska słoneczne i pogoda kosmiczna mogą znacząco zaburzyć działanie technologii i infrastruktury na Ziemi. Przykładowo, burze geomagnetyczne i koronalne wyrzuty masy(CME) mogą powodować awarie satelitów, uszkadzać systemy komunikacji lub prowadzić do awarii sieci energetycznych(Dabin Xue, 2024). Zaburzenia i nietypowe zachowania spowodowane silną burzą geomagnetyczną zostały odnotowane już w XIX wieku, podczas tzw. Carrington Event, 2 Września 1859 roku. Operatorzy linii telegraficznych w Europie i Ameryce Północnej odnotowali przerwy w komunikacji, iskrzenie na liniach, a nawet kontynuowali przesyłanie wiadomości po odłączeniu zasilania, wykorzystując wyindukowany przez burze geomagnetyczną prąd(C. Muller, 2014). Przykład ten pokazuje podatność infrastruktury przewodzącej prąd na skutki ekstremalnej pogody kosmicznej.
1.1d Aktualne wyzwania w prognozowaniu pogody kosmicznej
W literaturze dotyczącej prognozowania pogody kosmicznej podkreśla się liczne wyzwania, ograniczające skuteczność jej monitorowania i prognozowania. Do głównych problemów definiowanych w literaturze należą:
- Niepewność w modelach - modele fizyczne i prognostyczne przyjmują liczne przybliżenia, co prowadzi do istotnej niepewności w wynikach(S.K. Morley, 2019)
- Niewielki czas wyprzedzenia prognozy - wiele modeli działa dobrze w krótkim terminie, ale ich wydajność spada dla dłuższych okresów, ograniczając ich wydajność(S.K. Morley, 2019).
- Problem dokładnej specyfikacji stanu wiatru słonecznego przed Ziemią - pomiary w punkcie L1 mogą nie odpowiadać dokładnie warunkom w magnetosferze Ziemi(S.K. Morley, 2019).
- Nierównomierne rozłożenie sieci obserwacyjnej - globalna sieć obserwacyjna nie jest w pełni równomiernie rozłożona po globie, zwłaszcza w obszarach trudno dostępnych, co ogranicza zdolność do pełnego monitorowania warunków pogody kosmicznej(J.J. Love, 2017).
- Poprawa jakości danych - aby zwiększyć użyteczność prognoz, należy zwiększyć częstotliwość próbkowania, jakość zbieranych danych oraz minimalizowanie czasu opóźnienia(J.J. Love, 2017).
Podsumowując, prognozowanie i monitorowanie pogody kosmicznej napotyka wiele wyzwań, które ograniczają jego skuteczność. Można je jednak częściowo minimalizować poprzez odpowiednie działania, takie jak poprawa jakości i częstotliwości danych.
1.2 Zjawiska pogody kosmicznej
W podrozdziale 1.2 przedstawione zostaną główne zjawiska pogody kosmicznej, które wpływają na technologię i infrastrukturę na Ziemi. Omówione zostaną kolejno: rozbłyski słoneczne, koronalne wyrzuty masy(CME), burze geomagnetyczne, protony słoneczne i cząstki energetyczne, pole magnetyczne międzyplanetarne oraz aktywne regiony słoneczne. Ich zrozumienie jest niezbędne w celu efektywnego monitorowania, pobierania i analizowania zjawisk pogody kosmicznej.
1.2a Rozbłyski słoneczne
Rozbłyski słoneczne to gwałtowne uwolnienia energii magnetycznej w atmosferze Słońca, zachodzące w wyniku rekonekcji linii pola magnetycznego. Energia uwalniana podczas rozbłysku ma około 10^28 - 10^32 erg(1 erg = 1E-7 J) i przyjmuje zróżnicowane formy takie jak: energii promieniowania, kinetycznej ruchu masowego, termicznej oraz nietermicznej(K. Shibata, 2011).
Rozbłyski słoneczne generują fale uderzeniowe, wyrzuty plazmy i cząstek energetycznych, które mogą oddziaływać na Ziemię i systemy znajdujące się w przestrzeni kosmicznej np. satelity(K. Shibata, 2011).
W trakcie rozbłysków Słońce generuje promieniowanie elektromagnetyczne trwające od kilku minut do kilku godzin, promieniowanie to przemieszcza się z prędkością światła, a po dotarciu do Ziemi prowadzi do wzrostu jonizacji dolnej warstwy jonosfery po oświetlonej części Ziemi. W przypadku wystąpienia odpowiednio mocnego rozbłysku jonizacja następuje w niższej, gęstszej warstwie jonosfery w wyniku czego mogą wystąpić zakłócenia i utrata łączności radiowej dla wysokich częstotliwości(Space Weather Prediction Center).
Strumień promieniowania röntgenowskiego mieszony w paśmie od 1 do 8Å stanowi podstawową miarę natężenia rozbłysku słonecznego(Space Weather Prediction Center). Rozbłyski są klasyfikowane w oparciu o maksymalny poziom danego strumienia(Solar Center Stanford):
| Klasa | Zakres maksymalnej mocy(I, W/m^2) pomiędzy 1 a 8Å (1Å = 0.1nm) | Wpływ na Ziemię |
|---|---|---|
| A | 10E-8 <= I < 10E-7 W/m^2 | Za małe, żeby wyrządzić krzywdę |
| B | 10E-7 W/m^2 <= I < 10E-6 W/m^2 | Za małe, żeby wyrządzić krzywdę |
| C | 10E-6 W/m^2 <= I < 10E-5 W/m^2 | Możliwe minimalne zaburzenia w komunikacji radiowej |
| M | 10E-5 W/m^2 <= I < 10E-4 W/m^2 | Może powodować krótkie blackouty radiowe |
| X | 10E-4 W/m^2 <= I | Może powodować długotrwałe blackouty radiowe i burze radiacyjne |
Na podstawie tej klasyfikacji NOAA ustanowiło klasyfikację radiowych blackoutów(Space Weather Prediction Center):
| Skala | Opis blackoutu | Wpływ na infrastrukturę | Fizyczny pomiar, będący wielokrotnością klas rozbłysku | Średnia częstotliwość (1 cykl = 11 lat) |
|---|---|---|---|---|
| R-1 | Słaby | Słaba degradacja komunikacji radiowej wysokiej częstotliwości po oświetlonej stronie Ziemi | M1 | 2000 na cykl |
| R-2 | Umiarkowany | Ograniczony blackout komunikacji radiowej wysokiej częstotliwości po oświetlonej stronie Ziemi | M5 | 350 na cykl |
| R-3 | Mocny | Blackout komunikacji radiowej wysokiej częstotliwości na szerokim obszarze | X1 | 175 na cykl |
| R-4 | Poważny | Blackout komunikacji radiowej wysokiej częstotliwości po większości oświetlonej strony Ziemi | X10 | 8 na cykl |
| R-5 | Ekstremalny | Całkowity blackout komunikacji radiowej wysokiej częstotliwości po całej oświetlonej stronie Ziemi | X20 | mniej niż jeden na cykl |
Rozmiar i czas trwania rozbłysków zależą od ich mocy, czas trwania rozbłysku to od 10^3 do 10^4 s, a ich wysokość pętli magnetycznych przyjmuje wartości od około 10^4 km do 10^5 km(K. Shibata, 2011).
1.2b Koronalne wyrzuty masy
Koronalne wyrzuty masy(ang. Coronal Mass Ejection, CME) to ogromne wyrzuty masy plazmy i pola magnetycznego z korony Słońca, które przemieszcza się w przestrzeni międzyplanetarnej. Plazma wyrzucana przez CME może mieć masę rzędu miliardów ton(tj. ~10^12kg lub więcej) i zawierać zamrożone w niej pola magnetyczne silniejsze niż tło wiatru słonecznego. Najszybsze CME skierowane w stronę Ziemi mogą do niej dotrzeć w czasie od 15 do 18 godzin i przemieszczają się z prędkością od ~250 km/s do ~3000 km/s, a w trakcie oddalania się od Słońca stają się coraz większe. Niektóre koronalne wyrzuty masy mogą osiągnąć rozmiar prawie ćwierć dystansu z Ziemi do Słońca(Space Weather Prediction Center).
Wyrzuty są istotnym składnikiem pogody kosmicznej i podczas kontaktu z Ziemskim środowiskiem magnetycznym mogą doprowadzić do poważnych konsekwencji takich jak np. tymczasowo podgrzać górną atmosferę Ziemi potencjalnie powodować utratę wysokości przez satelity, spowodować poważne burze geomagnetyczne, czy uszkadzać sieci energetyczne(Science NASA).
Ważnymi parametrami CME są rozmiar, prędkość i kierunek, są one określane na podstawie danych z koronografów satelitarnych, które pozwalają również na określenie prawdopodobieństwa dotarcia do Ziemi i jaki może mieć efekt(Space Weather Prediction Center).
1.2c Burze geomagnetyczne
Burza geomagnetyczna to znaczne zaburzenie magnetosfery Ziemi, wynikające z efektywnego przekazania energii wiatru słonecznego do otaczającego Ziemię środowiska kosmicznego. Wynikają głownie z przedłużonych okresów wysokiej prędkości wiatru słonecznego oraz skierowanego południowo pola magnetycznego wiatru słonecznego, co sprzyja transferowi energii(Space Weather Prediction Center).
Głównymi czynnikami odpowiadającymi za powstawanie burz geomagnetycznych są koronalne wyrzuty masy(CME) oraz strumienie wiatru słonecznego dużej prędkości(HSS, high-speed solar wind streams), po spełnieniu warunku południowego pola magentycznego dochodzi do przeniesienia energii i powstania burzy(Space Weather Prediction Center).
Do skutków burz geomagnetycznych należą m.in indukowanie prądu zdolnego uszkadzać transformatory(V. D. Albertson, 1974), zakłócanie działania systemów nawigacyjnych(P. V. S. Rama Rao, 2009) oraz uszkadzanie satelitów(Space Weather Canada).
Do opisywania burz geomagnetycznych używa się indeks Kp oraz skalę G, które instytucje wykorzystują do ostrzegania przed ryzykiem występowania zaburzeń spowodowanych przez zaburzenia magnetosfery(Space Weather Prediction Center).
- Indeks Kp przyjmuje wartości od 0 do 9, gdzie niższe wartości oznaczają spokojną magnetosferę, a wartości od 5 do 9 oznaczają burze geomagnetyczne oraz jest definiowana.
- Skala G służy do klasyfikacji burz geomagnetycznych. G-1 odpowiada wartości 5 dla Kp, a G-5 wartości 9(Space Weather Prediction Center).
| Indeks Kp | Skala G | Opis burzy | Wpływ na technologię i infrastrukturę | Średnia częstotliwość (1 cykl = 11 lat) |
|---|---|---|---|---|
| < 5 | N/A | Spokojna | Brak lub minimalne | N/A |
| 5 | G-1 | Słaba | Mały wpływ na sieci energetyczne i satelity | 1700 na cykl |
| 6 | G-2 | Umiarkowana | Możliwe uszkodzenia transformatorów, wpływ na predykcje orbity satelitów | 600 na cykl |
| 7 | G-3 | Mocna | Możliwe wywoływanie fałszywych alarmów w pewnych urządzeniach, zwiększony opór satelitów | 200 na cykl |
| 8 | G-4 | Poważna | Możliwe powszechne problemy z kontrolą napięcia, problemy z namierzaniem satelitów | 100 na cykl |
| 9 | G-5 | Ekstremalna | Możliwe blackouty systemów energetycznych, problemy ze śledzeniem i komunikacją z satelitami | 4 na cykl |
1.2d Protony słoneczne i burze promieniowania słonecznego
Protony słoneczne to naładowane cząstki pochodzące ze Słońca albo jego bezpośredniego otoczenia, stanowiące obok elektronów i ciężkich jonów kluczową część tzw. słonecznych cząstek energetycznych(SEP). Ich energia przyjmuje wartości od kilku keV do nawet GeV(A. Papaioanniu, 2025). Emisje protonów na odpowiednio wysokich poziomach energetycznych przyczyniają się do powstawania burz słonecznych(Space Weather Prediction Center).
Burze promieniowania słonecznego powstają podczas rozległych erupcji magnetycznych, którym często towarzyszą rozbłyski słoneczne i koronalna wyrzuty masy (CME), które przyspieszają naładowane cząstki w atmosferze słonecznej do znacznych części prędkości światła. Naładowane cząstki docierają ze zróżnicowanymi rozbłyskami i energiami na różne lokalizacje geograficzne na Ziemi(UNDRR).
Do skutków emitowania słonecznych cząstek wysokoenergetycznych należą m.in: zakłócenia systemów nawigacyjnych i zakłócanie wysoko częstotliwościowej komunikacji radiowej oraz satelitarnej(Space Weather Prediction Center).
Do klasyfikacji burz słonecznych używa się się skali S, przyjmującej wartości od S-1, dla słabych burz słonecznych do S-5, dla ekstremalnych burz słonecznych(Space Weather Prediction Center). Odpowiednie poziomy skali S są przydzielane na podstawie wartości pfu, czyli strumienia protonów o energii >= 10 MeV(Space Weather Prediction Center).
| Skala S | Opis burzy | Wpływ na technologię i organizmy | strumień protonów >= 10 MeV |
Średnia częstotliwość (1 cykl = 11 lat) |
|---|---|---|---|---|
| S-1 | Słaba | Minimalny wpływ na komunikacje radiową | 10 pfu | 50 na cykl |
| S-2 | Umiarkowana | Możliwy nieznaczna redukcja wydajności paneli słonecznych, osoby znajdujące się w wysoko lecących samolotach są wystawione na podwyższone ryzyko promieniowania | 102 pfu | 25 na cykl |
| S-3 | Mocna | Problemy nawigacyjne i możliwy spadek propagacji w komunikacji radiowej, astronauci wystawieni na możliwe do zmitygowania ryzyko promieniowania | 103 pfu | 10 na cykl |
| S-4 | Poważna | Problemy nawigacyjne i możliwe blackouty w komunikacji radiowej, niemożliwe do zmitygowania ryzyko promieniowania dla astronautów | 104 pfu | 3 na cykl |
| S-5 | Ekstremalna | Satelity mogą stać się bezużyteczne, całkowity blackout komunikacji radiowej, osoby znajdujące się w wysoko lecących samolotach są wystawione na ryzyko promieniowania | 105 pfu | mniej niż 1 na cykl |
1.2e Pole magnetyczne międzyplanetarne
Pole magnetyczne międzyplanetarne (IMF) to pole magnetyczne Słońca wynoszone na zewnątrz przez wiatr słoneczny(Solar Science NASA). Pole magnetyczne jest przenoszone do momentu napotkania Helisfery, a więc miejsca w którym wiatr słoneczny się zatrzymuje i koliduje z ośrodkiem międzygwiazdowym(Space Weather Live). Ponieważ Słońce obraca się w pełni co 25.5 dnia, a wiatr słoneczny wypływa na zewnątrz, pole magnetyczne zostaje "zawinięte" w spiralę(Solar Science NASA).
Wartość Bt międzyplanetarnego pola magnetycznego opisuje całkowitą moc pola. Jest to wartość na którą składają się siły pola magnetycznego w kierunkach północno-południowym, zachodnio-wschodnim i w kierunku Słońca przeciw kierunkowi odchodzącemu od Słońca. Im wyższa wartość Bt, tym silniejsze może być oddziaływanie geomagnetyczne. Wartość Bt przekraczająca 10nT wskazuje na umiarkowanie mocne całkowite międzyplanetarne pole magnetyczne, wartości od 20nT do 30nT odpowiadają mocnemu całkowitemu polu, a powyżej 30nT o bardzo mocnym polu(Space Weather Live).
Międzyplanetarne pole magnetyczne jest wielkością wektorową, jego skadowe Bx i By są zorientowane równolegle do Ekliptyki, a składowa Bz jest do niej prostopadła i powstaje w wyniku zaburzeń w wietrze słonecznym. Składowa Bz skierowana w kierunku południowym umożliwia sprzężenie z północną składową pola Ziemi i doprowadzić do powstania burzy geomagnetycznej. Wartości rzędu -10nT i mniejsze są dobrymi wskaźnikami możliwego wystąpienia burzy geomagnetycznej(Space Weather Live).
1.2f Aktywne regiony słoneczne
Aktywne regiony słoneczne (AR) to całość obswerwowalnych zjawisk poprzedzających, towarzyszących i następujących po powstaniu plam słonecznych, włączając w to emisje fal radiowych, röntgenowskich, a EUV(Lidia van Driel-Gesztelyi, 2015). Regiony słoneczne tworzą się w miejscach, gdzie wierzchołki pętli strumieni magnetycznych w kształcie greckiej litery omega przechodzą do atmosfery słonecznej(Nature Publishing Group, 2001).
Regiony słoneczne są obszarami mocnego podgrzewania korony Słońca, dzięki czemu są znacznie jaśniejsze od otoczenia na koronalnych zdjęciach röntgenowskich. Pole magnetyczne w AR jest bardzo mocne, typowo przyjmuje wartości rzędu od 1000 do 3000 Gaussów(Nature Publishing Group, 2001).
Aktywne regiony słoneczne są głównym źródłem zjawisk słonecznych, od niewielkich rozjaśnień do koronalnych wyrzutów masy (CME). Poziom i typ ich aktywności zależy od etapu ewolucji AR, osiągając największy poziom w fazie wyłaniania się i następnie malejąc. Czas życia dwóch regionów może się od siebie znacząco różnić, duże regiony słoneczne mogą być wykrywalne do 10 miesięcy(Lidia van Driel-Gesztelyi, 2015).
1.3 Satelity i systemy monitorowania
W podrozdziale 1.3 omówione zostaną systemy monitorowania i satelity, które umożliwiają monitorowanie i pozyskiwanie danych dotyczących pogody kosmicznej. Przedstawione zostaną kluczowe satelity oraz instytucje dostarczające dane niezbędne do analiz przeprowadzanych przez zaprojektowany system.
1.3a Geostationary Operational Environmental Satellites
Geostationary Operational Environmental Satellites (GOES) to wspólne przedsięwzięcie NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) i NASA (National Aeronautics and Space Administration), mające na celu stworzenie sieci satelitów zdolnej do ciągłego dostarczania danych i obrazów dotyczących atmosfery Ziemi i zjawisk pogody kosmicznej. Satelity GOES umieszczane są na wysokości 22 236 mil nad równikiem, co pozwala na ciągłe utrzymywanie położenia nad pewnymi regionami geograficznymi, dzięki synchronizacji z prędkością obrotu Ziemi. W zaimplementowanym w pracy systemie dane są pobierane z satelitów z serii GOES-R, a dokładniej z GOES-T i GOES-RU, czyli odpowiednio GOES-18 i GOES-19(NASA).
Satelity GOES-18 i GOES-19 wyposażone są w szereg instrumentów umożliwiających obserwację Ziemi (ABI, GLM) oraz pomiar aktywności słonecznej (SUVI). GOES-19 jest dodatkowo wyposażony w koronograf CCOR-1 zdolny do monitorowania CME (SPACE OSCAR WMO).
1.3b Deep Space Climate Observatory
Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) to wspólna misja NOAA, NASA oraz US Air Force (USAF) zaprojektowana do zastąpienia poprzedniego systemu NASA, ACE. Głównym celem DSCOVR jest monitorowanie w czasie rzeczywistym wiatru słonecznego w celu ostrzegania przed występowaniem burz geomagnetycznych(NASA).
DSCOVR znajduje się w punkcie Lagrange'a L1 pomiędzy Ziemią i Słońcem, w odległości około 1.5 miliona kilometrów od Ziemi, czyli punkcie w którym satelita pozostaje w spoczynku względem obu ciał niebieskich. Dzięki ustawieniu w punkcie L1 satelita jest w stanie ostrzegać przed wystąpieniem burzy solarnej od 15 do 60 minut przed jej wystąpieniem na Ziemi(NASA).
1.3c NOAA Space Weather Prediction Center
NOAA Space Weather Prediction Center (SWPC) to instytucja wchodząca w skład NOAA oraz NWS (National Weather Service), znajdująca się w Boulder w stanie Kolorado w USA(SWPC).
Jej zadaniem jest monitorowanie w czasie rzeczywistym środowiska kosmicznego oraz jego wpływu na Ziemię, technologię i infrastrukturę. SWPC publikuje bieżące obserwacje i prognozy zjawisk pogody kosmicznej, oferując dane darmowe i ogólnodostępne, dzięki czemu stanowi główne źródło danych dla zaimplementowanego w pracy systemu(SWPC).