오로라에 대해 알아야 할 모든 것

오로라 이해하기

오로라 보레알리스의 신비를 탐험하세요.

별 을 만지는 것

우리 는 밤 에 존경 하는 아로라 를 우리 태양 에게 빚어 지고 있다. 아로라 가 형성 되기 위해 필요한 "연료"를 공급 하는 일 은 그 끊임없는 활동 이다. 태양 의 에너지는 거대한 플라스마 공로서 열핵 핵융합 반응 에 의해 발생 하며, 이 과정에서 (극극적인 압력 조건 에서) 수소 핵 은 헬륨 원자 를 생성 한다. 이것은 엄청난 양의 열 과 빛 을 방출 하는 것 으로 동반 된다. 별 표면 에 있는 끓는 플라스마 와 태양 의 불균형적 회전 (우리 태양 은 가스 공) 은 자기장 라인 들 이 불규칙 한 방식으로 행동 하게 한다.

그들은 어느 순간 자기장 라인을 연결하거나 효과적으로 파괴하는 등 자기장 재결합이라고 불리는 현상이 발생하기 전까지 점점 더 뒤틀립니다. 이렇게 태양 폭발은 전자기 스펙트럼 전체에 걸쳐 방사능 방출이 탄생합니다. 폭발은 우주로 강력한 양의 플라스마를 배출하는 대규모 폭발이 동반될 수 있습니다. 우리는 이 중 가장 큰 CMEs (관광 질량 방출) 를 호출합니다. 매우 자주 태양 바람 (충전된 프로토론과 전자의 흐름) 은 또한 개방된 자기장을 가진 관상 구멍에서 불립니다. 이 또한 플라스마 클라우드를 지원하고 더 큰 속도를 제공합니다.

코스믹 트리오

태양을 관찰하고 빛을 예측하는 것은 우리가 우주로 보낸 다양한 탐사선 없이는 불가능합니다. **[GOES 위성:]__URLS_3 초기에는 이 탐사선들은 X선 흐름을 측정함으로써 발사선이 얼마나 강했는지 알려줍니다. 빛의 속도는 발사 후 몇 분 만에 이 정보가 나타납니다. 이 미국 기상 위성들은 지구 위 35,790km에 위치하고 옆으로 우주 날씨를 모니터링합니다. **[SOHO 탐사선:]URLS_2 동시에, SOHO 탐사선은 발사선을 관찰할 수 있습니다. 그것은 다른 것들 중 코로나그래프 (직접 햇빛을 차단하는 디스크, 좋아하는 세부 사항을 관찰할 수 있도록) 과 함께 장착되어 있습니다. ** ProiOSCO ProiOSCOiOS는 태양의 표면과 우주를 연구하는 도구의 집합을 사용합니다.

우주 바람

CME가 지구를 마주하고 있을 때, 우리는 북극광이 형성될 가능성이 있다. 그러나 우리가 그것을 볼 수 있기 전에, 많은 조건이 충족되어야 한다. 첫째, 은 불꽃이 충분히 강하다? 우리는 힘을 4 개의 클래스로 분류한다: 가장 약한 B, C, M, 그리고 가장 강한 (그리고 가장 드문) X. 그러나 각 범주 내에 9 개의 레벨이 있다. 그러나 GOES 위성 DS에 의해, 우리는 우리가 다루는 힘에 대해 거의 즉시 알 수 있습니다. 더 강한 것들은 플라스마 추출을 동반할 수 있습니다. 그러나 우리가 그것을 볼 수 있기 전에, 태양으로부터 추출되는 물질은 자기 현장의 원천이 됩니다. 우리는 이것을 **IMF 행성 간 자기 현장이라고 부릅니다. 우리는 이것을 IMF 행성 간 자기 현장이라고 부른다. 이것은 남극에 의해 분석되며, 그리고 이 시점 DSCO는 우리에게 매우 쉬운 측정입니다. DSCO는 지구와 북극의 지향에 대해 매우 중요한 정보를 제공 할 수 있습니다. 대폭력 (VVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVVV

유명한 Kp 인덱스

대부분의 "오로라 알레르트" 스타일 앱은 Kp 인덱스를 사용하여 작동합니다. 이것은 이전에 논의된 모든 프로세스의 최종 요약에 지나지 않습니다. NOAA 우주 날씨 예측 센터 (SWPC) 에서 "생명"으로 제공되며, 지구 표면에 이미 위치하고 있는 마그네티미터의 독서를 고려합니다. Kp는 10도 스케일 (0-10) 에서 주어지며 지자기 장애를 정의합니다.

스웨덴 천체물리학 연구소 전체 천체 카메라

이 프레임은 마치 머리 를 북쪽으로 향하고 전체 하늘 을 바라보는 등에 누워 있는 것처럼 위치 하고 있습니다. 이 사진 의 가장자리에 있는 aurora borealis 는 약 300 km 의 거리 에서 정점에 있다. 이 사진 은 매 분마다 새로워진다.

NOAA에서 제공하는 30분 예측

이 모델은 북반구에 대한 auroral oval의 강도에 대한 단기 예측을 제공합니다. 그것은 ACE 우주선으로 측정된 태양 바람과 행성간 자기장 (IMF) 조건에 기초합니다. 지도는 지도의 오른쪽 모퉁이에 표시된 시간에 auroral oval의 강도와 위치를 보여줍니다. auroral oval의 북쪽 또는 남쪽 1,000 킬로미터까지의 위치에서, aurora는 여전히 최적의 관측 조건에서 지평선 근처에서 볼 수 있습니다.

오로라의 색깔...

우리 모두는 아우로라는 태양으로부터 비롯된 전자와 지구의 대기권에 존재하는 가스 분자 사이의 충돌의 결과라고 알고 있습니다. 그 색에 대해 더 많은 것을 알아내는 시간입니다. 지구의 대기권은 층형 구조를 가지고 있습니다. 우리 행성의 표면으로부터의 거리가 감소함에 따라 원자와 분자의 밀도와 다양성이 증가합니다. 이러한 상황에서 대기 중 가장 높은 부분은 가장 빠르게 움직이는 전자가 폭격됩니다. 당신이 내려갈수록 더 많은 전자가 "차림되고" 속도 감소합니다. 가장 높은 위치에 있는 분자는 전자로 가장 강하게 충전되지만 이 과잉 에너지가 광자로 방출되어야합니다. 각 분자___2_km__는 자신에게 특정된 주파수에서 과잉 에너지를 방출합니다. 우리가 볼 수있는 것처럼, 다른 종류의 "THP"의 방출은 다른 색상과 다른 색상으로 나타납니다. 아래의 색상과 산소 밀도가 높게 증가합니다. 이 때문에 더 높은 색상으로 인해, 가장 강한 색상과 질소 밀도가 증가합니다.

... 그리고 그 환상적인 형태

각 광선은 절대적으로 독특한 광경이다. 이것은 그 행태가 자기장의 지역 특성에 달려 있기 때문에 발생한다. 그리고 지구의 자기력은 또한 끊임없는 미묘한 변화의 대상이 된다. 또한, 태양 바람 입자는 자기장선을 따라 이동하지 않습니다. 그들은 나선적으로 움직입니다. 위에서 설명한 모든 과정 (그리고 다른 몇 가지!) 은 빛나는 광경의 최종 모양에 영향을 미칩니다. 때로는 타원형__UPTH_3__, 다른 때 하늘은 녹색으로 변할 것이고, 우리가 조금 운이 좋으면 빛의 커튼, 스윙 또는 "천사 날개"를 움직이는 것을 관찰할 것입니다.

자외선 활동이 활발한 지역에서 얼어붙지 않거나 너무 멀리 살고 싶다면 온라인에서 사용할 수 있는 카메라를 확인하세요.

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