Pogoda kosmiczna i aktywność słoneczna

Przejdź od razu do:

Stawiasz pierwsze kroki w temacie polowania na zorze polarne? Przeczytaj kompendium:
Najczęstsze błędy nowicjuszy oczekujących na burze magnetyczne mogące przynieść zorze polarne nad Polskę

----------------------------

I. Słońce na żywo (SDO)




----------------------------------

II. Pogoda kosmiczna (NOAA / SWPC)

Grafiki 1-8

Grafiki 9-16


Grafiki 17-20








---------------------------------

IA. Wyjaśnienia do zdjęć z sondy Solar Dynamics Observatory:


1. HMI Intensitygram: Powyższe zdjęcie prezentuje dzisiejszy wygląd widocznej z ziemi tarczy słonecznej w świetle białym (widzialnym). Zdjęcia w tym świetle ukazują obszary aktywne w fotosferze Słońca (grupy plam), pochodnie  fotosferyczne, jak i granulację słoneczną. Im bardziej rozbudowane obszary aktywne, tym większe prawdopodobieństwo wystąpienia silnych zjawisk. Rozmiary obszarów ustalane są w skali milionowych części całej powierzchni tarczy (MH). 10 milionowych powierzchni to 30,4 mln km2 - są to jedne z najmniejszych dostrzegalnych plam, 100 MH to 304,2 mln km2 itd. Ewentualne prawdopodobieństwo rozbłysków z widocznych obszarów aktywnych jest opisywane na bieżąco w polu "Słońce na żywo" w lewej szpalcie widocznej na każdej podstronie witryny, o ile widoczne grupy plam są w stanie wytwarzać te zjawiska. Informacje dotyczące zaistniałych już rozbłysków klasy M i wyższej publikowane są w dziale "Aktywność słoneczna".
2. HMI Intensitygram Colored: zdjęcia wykonywane tą samą techniką jak zdjęcie pierwsze, z różnicą sztucznego nałożenia barwy na końcowe zdjęcie.
3. AIA 094: kanał zaprojektowany do dokładniejszego studiowania rozbłysków słonecznych. Mierzy ekstremalnie gorącą temperaturę (około 10 mln stopni wg skali Farenheita). Długość fali: 94 angstremy (ekstremalny ultrafiolet/miękki rentgen).
4. AIA 304: kanał szczególnie przydatny do śledzenia protuberancji, filamentów (protuberancji widzianych "z góry" z perspektywy Ziemi), wyrzutów koronalnych we wczesnych stadiach istnienia, np. po długotrwałych rozbłyskach i wszelkiej emisji materii słonecznej widzialnej w długości fali 304 angstremów (pasmo ekstremalnego ultrafioletu). Wiele cech gwiazdy w tym kanale pozostaje niewidocznych dla innych kanałów. Jasne regiony pokazują, gdzie plazma jest szczególnie gęsta, zazwyczaj są to obszary aktywne (grupy plam).
5. AIA 171: kanał szczególnie dobrze uwydatniający koronalne pętle, łuki rozciągające się na Słońcu w miejscach, gdzie plazma porusza się wzdłuż linii pola magnetycznego. Obszary aktywne widoczne w tym paśmie jako najjaśniejsze miejsca, to regiony, w których pole magnetyczne jest szczególnie silne. Długość fali 171 angstremów (ekstremalny ultrafiolet).
6. AIA 193: kanał zaprojektowany m.in. do obserwacji dziur koronalnych. Obszary aktywne, rozbłyski słoneczne i koronalne wyrzuty masy są w tych falach miejscami jasnymi. Ciemne obszary to dziury koronalne, przez które w przestrzeń kosmiczną wydostaje się wiatr słoneczny. Kanał ten jest pomocny także w szybkiej ocenie czy danemu rozbłyskowi towarzyszył koronalny wyrzut masy - w przypadku wystąpienia pociemnienia koronalnego na tym kanale, objawiającego się jako ciemna fala rozchodząca się po rozbłysku wokół obszaru aktywnego, można z dużą pewnością stwierdzać zaistnienie CME. Długość fali 193 angstremy (ekstremalny ultrafiolet).
7. AIA 335: kanał dobrze uwypuklający obszary aktywne znajdujące się w koronie słonecznej. Aktywne regiony, rozbłyski słoneczne i koronalne wyrzuty masy są w tych falach miejscami jasnymi. Ciemne rejony to dziury koronalne, widoczne również w kanale AIA 193. Długość fali 335 angstremów (ekstremalny ultrafiolet).
8. AIA 211: kanał uzupełniający zdjęcia z AIA193 - służy głównie do wykrywania i obserwacji dziur koronalnych. Twory te będące źródłem nieustannie uwalnianego w przestrzeń strumienia wiatru słonecznego podwyższonej prędkości (CHHSS) uwidaczniają się jako ciemne obszary - zdjęcia w tym paśmie dają bardziej wiarygodny obraz rzeczywistej struktury danej dziury koronalnej. Długość fali 211 angstremów (ekstremalny ultrafiolet).

Pogoda kosmiczna - objaśnienia


1. Emisja rentgenowska: na Słońcu często dochodzi do tzw. rozbłysków słonecznych, nagłych wyrzutów olbrzymiej ilości energii, powstałych w procesie anihilacji pola magnetycznego. Zjawiska te zachodzą najczęściej w strefie regionów aktywnych - grup plam jakie możemy obserwować na fotosferze Dziennej Gwiazdy. Czasy trwania takich rozbłysków mogą być bardzo rozmaite, od kilku minut do kilku godzin. Podczas dłuższych i silniejszych rozbłysków możliwe jest zaistnienie koronalnych wyrzutów masy (CME). Rozbłyski klasyfikuje się na podstawie pomiaru strumienia emisji rentgenowskiej (mierzonego w watach na metr kwadratowy [W/m]) w zakresie 1 do 8 Angstremów, mierzonego przez instrumenty orbitującej nad Ziemią sondy GOES, w klasach od najniższej do najwyższej - A, B, C, M oraz X. Krańcowy punkt czerwonej linii na wykresie obrazuje klasę i siłę tej emisji w ostatnich 60 sekundach. Przykładowo na podstawie tego wykresu można stwierdzić, że tuż przed godz. 17:00 czasu uniwersalnego, doszło do rozbłysku klasy X1. Większe efekty geomagnetyczne wywoływać mogą tylko rozbłyski klasy M i X, które są dużymi i potężnymi erupcjami słonecznymi, zwiastującymi niekiedy burze promieniowania oraz bardziej rozległe zorze polarne, o ile ich następstwem są wyrzuty koronalne o odpowiednich właściwościach. Zjawiska klasy A, B i C są zbyt słabymi erupcjami, by znacznie wpływały na Ziemię i jej pole magnetyczne.
2. Protony: zjawisko zwane burzą promieniowania (radiacji), występuje w momencie, podczas którego protony emitowane przez Słońce zostają przyspieszone do bardzo wysokich energii i zostają wyrzucone w przestrzeń kosmiczną. Najczęściej ma to miejsce w czasie rozbłysków słonecznych lub towarzyszących rozbłyskom koronalnych wyrzutów masy (CME). Wysoko energetyczne protony mogą powodować kilka efektów, m.in. wywoływać zakłócenia fal radiowych wysokich częstotliwości, wywoływać zaburzenia na obrazach uzyskiwanych przez satelity, czy docierać do atmosfery ziemskiej i być przyczyną jonizowania w warstwach jonosfery. Wywołany efekt staje się zbliżony do zorzy polarnej i dotyczy głównie szerokości okołobiegunowych. zobacz również Typy burz promieniowania.
3. Indeks Kp: zaburzenie pola magnetycznego Ziemi: indeks Kp wzrasta wraz z pojawieniem się w obszarze ziemskiego pola magnetycznego wiatru słonecznego i materii wyrzucanej w przestrzeń z powierzchni Słońca - ich następstwem są najczęściej pojawiające na obszarach okołobiegunowych zorze polarne. Do wzrostu indeksu Kp potrzebne jest korzystne (południowe) skierowanie pola magnetycznego w napływającym wietrze słonecznym, z jak największym ujemnym natężeniem. W przypadku potężniejszych wyrzutów materii słonecznej w kierunku Ziemi, poziom zaburzeń pola magnetycznego znacznie wzrasta (obrazują to również magnetometry), a obszar nad którym może zaistnieć zorza polarna powiększa się. Zaburzenia pola magnetycznego odpowiadające burzom magnetycznym pojawiają się wraz ze wzrostem indeksu Kp do poziomu czerwonego na wykresie, przekraczającego poziom 5. Dla obszarów okołobiegunowych często wystarczy to, by zorza polarna uwidoczniła się na nocnym niebie, jednak dla obserwatorów w strefie niższych szerokości geograficznych, np. na terenie Polski bywa najczęściej, że Kp=7 stanowi dopiero dolny próg, po przekroczeniu którego można liczyć na wystąpienie zórz polarnych. Dane na ten temat aktualizowane są automatycznie co 3 godziny. Każdy słupek odpowiadający trzem godzinom jest uśredniony na podstawie odczytów z magnetometrów rozsianych po całym świecie - Sitka (Alaska), Meanook (Kanada), Ottawa (Kanada), Fredericksburg (USA, Virginia), Kartland (Wielka Brytania), Wingst (Niemcy), Niemegk (Niemcy) i Canberra (Australia). Lokalnie zaburzenia mogą być większe niż sugeruje to powyższy zestaw uśrednionych danych za każde 3 godziny, ale pojedynczy odczyt lokalny nie ma znaczenia w ustalaniu globalnego wskaźnika Kp czy ogłaszania stanu burzy magnetycznej. Wykresy są aktualizowane za czas minionych trzech godzin, a nie nadchodzących, dlatego przy okazji tych słupków warto śledzić tekstowe komunikaty ogłaszane przez SWPC, które w przypadku istotnych burz mogą dać szybciej odpowiedź na pytanie jaki obecnie jest wskaźnik Kp od powyższych wykresów za minione trzy godziny.
4. Magnetometr: mierzenie wielkości, kierunku i zmian ziemskiego pola magnetycznego. Ziemskie pole magnetyczne zmienia się czasowo (codzienna zmienność od 30 nT na średnich szerokościach geograficznych do setek nT na szerokościach okołobiegunowych) jak i przestrzennie (z 20.000 nT w pobliżu równika do 80.000 nT w pobliżu biegunów). Przyczyną takich zmian są m.in. niejednorodne interakcje pomiędzy naładowanymi cząstkami ze Słońca i magnetosferą. W czasie burz geomagnetycznych wahania mogą być znacznie większe. Im silniejsze skierowanie pola magnetycznego ku południu (wartości Bz określane w Nt ujemne), tym wyższa aktywność geomagnetyczna.
5. Prognoza prawdopodobieństwa wystąpienia zorzy polarnej: grafika aktualizowana automatycznie co 5 minut, ukazuje prawdopodobieństwo wystąpienia zorzy polarnej nad zaznaczonymi na mapie obszarami. (półkula północna) Czerwona linia określa maksymalny zasięg widoczności zorzy (obserwator przebywający na terenach zaznaczonych czerwoną linią mógłby zobaczyć zorzę tuż nad północnym horyzontem). Warto mieć na uwadze, że zorza polarna jest zjawiskiem występującym na znacznej wysokości i nawet zbliżenie się owalu zorzowego do wybrzeży Bałtyku (bez pokrycia powierzchni) może skutkować widocznością zjawiska w Polsce. Mapa na grafice jest ruchoma i zawsze ukazuje tę północną półkulę, na której obecnie panuje noc. Prognoza jest w fazie testowania i niekiedy jej aktualizacje mogą się opóźniać.
6. Dane z sondy ACE z instrumentu EPAM: zbiór danych dotyczy protonów - elektronów i jonów o ładunku od 30 keV do 5 MeV - informacje zbierane są nieustannie i nanoszone na grafikę automatycznie co 15 minut. Rosnące natężenie tych cząsteczek znajdujących się w wietrze słonecznym bywa bardzo często wykorzystywane jako jedna z kluczowych oznak wskazujących, że koronalne wyrzuty masy wstępnie ocenione jako te skierowane ku Ziemi, są rzeczywiście w ciągłym ruchu ku naszej planecie i mogą ją osiągnąć w przeciągu 1-4 dni od uwolnienia ze Słońca (czas ten jest zależny m.in. od prędkości uwolnienia CME w przestrzeń, jak i stopnia wytracenia prędkości podczas ruchu CME na drodze Słońce-Ziemia).
7. Owal zorzowy - występowanie zorzy polarnej: Zorza polarna występuje (lub może wystąpić) nad obszarem zaznaczonym kolorami od żółtego, przez pomarańczowy do czerwonego. Wystąpienie zorzy polarnej nad terenami objętymi kolorem niebieskim i granatowym jest znacznie mniej prawdopodobne. Czerwona strzałka na mapce ukazuje kierunek obszarów, nad którymi znajduje się aktualnie Słońce. Grafika aktualizuje się automatycznie, a jej centralnym punktem jest północny biegun polarny.
8. Owal zorzowy - występowanie zorzy polarnej: grafika aktualizowana automatycznie co 5 minut, ukazuje prawdopodobieństwo wystąpienia zorzy polarnej nad zaznaczonymi na mapie obszarami (półkula południowa). Czerwona linia określa maksymalny zasięg widoczności zorzy (obserwator przebywający na terenach zaznaczonych czerwoną linią mógłby zobaczyć zorzę tuż nad północnym horyzontem). Mapa na grafice jest ruchoma i zawsze ukazuje tę północną półkulę, na której obecnie panuje noc. Prognoza jest w fazie testowania i niekiedy jej aktualizacje mogą się opóźniać.
Grafiki 9-16
9-10. LASCO C2 / C3 - zdjęcia satelity SOHO z szerokokątnego koronografu spektroskopowego (Large Angle Spectrometer COronagraph) - urządzenie bada budowę i zmiany zachodzące w strefie korony słonecznej i pozwala na obserwację koronalnych wyrzutów masy, które najczęściej związane są z rozbłyskami słonecznymi danego obszaru aktywnego (grupy plam). Poza aktywnością słoneczną, zdjęcia z LASCO C2 pozwalają także na wykrywanie komet będących w bardzo małej odległości kątowej od Słońca. Instrument LASCO C3 posiada większe pole widzenia od C2 i pozwala na obserwacje otoczenia Słońca w szerszym ujęciu. Ma to znaczenie m.in. przy obserwacji wyrzutów koronalnych, możliwe jest  bowiem analizowanie ruchu CME dodatkowo na kilka godzin po tym, gdy oddalający się od Słońca wyrzut przestaje być już widoczny w pola widzenia C2.
11-12. STEREO-B EUVI 195 / STEREO-A EUVI 195 - instrumenty bliźniaczych sond STEREO monitorujące w tym wypadku aktywność plamotwórczą w skrajnym ultrafiolecie (195 Angstremów) z perspektywy "zza Ziemi" po stronie Słońca niedostrzegalnej z powierzchni Ziemi (STEREO-Behind) i z perspektywy "wyprzedzającej Ziemię" również po stronie Słońca niedostrzegalnej z Ziemi (STEREO-Ahead). Zdjęcia w tym paśmie pozwalają wykrywać obszary aktywne i towarzyszące im rozbłyski słoneczne na całej powierzchni Słońca, łącznie z tą stroną, która jest niewidoczna dla obserwatora na Ziemi.
13. MIĘDZYPLANETARNE POLE MAGNETYCZNE (IMF) - pole magnetyczne Słońca nie ogranicza się do bezpośredniego otoczenia naszej gwiazdy. Wiatr słoneczny niesie je daleko w przestrzeń Układu Słonecznego (dociera nawet do 100 a.u. od Słońca), skąd określenie międzyplanetarnego pola magnetycznego. Ponieważ Słońce obraca się wokół własnej osi (pełen obrót 27 dni), IMF ma kształt spirali (tzw. "spirala Parkera" od nazwiska naukowca, który pierwszy opisał tę zależność). Ziemia również posiada swoje pole magnetyczne. Ziemskie pole magnetyczne spotyka się z IMF w magnetopauzie i jest to miejsce, w którym wiatr słoneczny wchodzi w interakcję z magnetosferą. Ziemskie pole magnetyczne w magnetopauzie ma zawsze skierowanie północne (dodatnie), z kolei IMF bywa zmienne. Kiedy IMF posiada skierowanie południowe (wówczas mówi się o "południowym / ujemnym wskaźniku Bz") dochodzi do sytuacji, w której ziemskie pole magnetyczne zostaje przerwane - IMF "otwiera drzwi" w ziemskim polu magnetycznym, co ułatwia dalsze przenikanie wiatru słonecznego w wyższe warstwy atmosfery. Kiedy Bz jest południowy, to znaczy przeciwny względem ziemskiego pola magnetycznego, te dwa pola łączą się, wówczas można poprowadzić linię pola z Ziemi bezpośrednio do wiatru słonecznego i na odwrót z wiatru słonecznego ku Ziemi. Południowe/ujemne skierowanie IMF (i Bz) sprzyja wzrostowi aktywności geomagnetycznej i sprawia, że wiatr słoneczny docierający do Ziemi (zarówno zwykły, jak i strumienie z dziur koronalnych czy koronalnych wyrzutów masy) ma szansę wywoływać większą aktywność zórz polarnych. Wykresy w powyższym zestawieniu danych obrazują prognozowane skierowanie IMF na kolejne 3 dni dla stanu spokojnej pogody kosmicznej (nie dotyczą skierowania pola w wyrzutach koronalnych, u których ta składowa jest poza dzisiejszymi możliwościami przewidywania skierowania pola magnetycznego).
14. ACE: Składowe pola magnetycznego i wiatru słonecznego - zbiór parametrów pogody kosmicznej obrazujących aktywność magnetyczną i zaburzenia magnetosfery (wskaźnik Bz) oraz gęstość, prędkość i temperaturę (w Kelwinach) wiatru słonecznego uderzającego w ziemskie pole magnetyczne. Satelita ACE znajduje się dokładnie między Słońcem a Ziemią w punkcie Lagrange'a L1. Dane z sondy są pomocne przy ocenianiu siły uderzenia CME, które następuje zwykle 30-60 minut po osiągnieciu sondy, a także przy ocenie właściwości tej materii. Informacje spływające z ACE są najczęściej tymi pierwszymi potwierdzającymi dotarcie do Ziemi wyrzutu koronalnego lub jego znaczne już zbliżenie się, jeśli wyrzut taki nastąpił w minionych kilkudziesięciu godzinach. Bt, Bz, prędkość wiatru słonecznego, ciśnienie dynamiczne: składowa Bt - określa całkowite natężenie pola magnetycznego wiatru słonecznego docierającego do Ziemi (czy to zwykłego, czy w strumieniach z dziur koronalnych, czy też w koronalnych wyrzutach masy) i określa potencjał wiatru do wpływu na aktywność geomagnetyczną - silniejszy im większe natężenie całkowite (mierzone w nanoteslach, [nT]). Aby potencjał ten w razie dużych wartości Bt został wykorzystany korzystnie przy próbach obserwacji zórz polarnych, druga z kluczowych składowych - Bz, musi przybrać skierowanie południowe (ujemne wartości), które mogą się zawierać maksymalnie w przedziale określanym przez natężenie całkowite (Bt). Wartość Bz to druga ze składowych pola magnetycznego decydująca czy ewentualny potencjał całkowitego natężenia pola magnetycznego wiatru słonecznego zostanie wykorzystany. Wartość skierowania pola magnetycznego również mierzy się w nanoteslach [nT]. Bz wskazuje aktualną niestabilność magnetosfery, czyli zmiany w kierunku międzyplanetarnego pola magnetycznego. W przypadku, gdy pole to jest skierowane w kierunku północnym, krzywa czerwona na zbiorze danych pokazuje wartość dodatnią i kierunek północny, gdy w kierunku południowym, wartość ujemną i kierunek południowy. Aktywność geomagnetyczna wzrasta tylko, gdy Bz kształtuje się na poziomie ujemnym, a więc gdy pole magnetyczne wiatru słonecznego jest skierowane na południe, tj. przeciwnie do kierunku pola magnetycznego Ziemi. Prędkość i gęstość wiatru słonecznego decydują o dynamice zorzy polarnej i stopniu jej intensywności. Zazwyczaj prędkość waha się w granicach od 200 do 1200 km/sek., standardowa dla spokojnej pogody kosmicznej wartość wynosi około 300-400 km/sek. W czasie burz magnetycznych prędkość może wykraczać poza typowe granice. Czytaj też punkt 13.
15-16. Model CME (WSA-ENLIL) agencji SWPC / Model CME (ISWA) agencji NASA - opracowane przez SWPC (15) i NASA (16) modele ruchu wiatru słonecznego i wyrzutów koronalnych (CME). Podczas spokojnej pogody kosmicznej, kiedy nie dochodzi do silnych rozbłysków klasy M lub X połączonych z koronalnymi wyrzutami masy, wiatr słoneczny charakteryzuje się pewnymi różnicami w gęstości czy prędkości - grafika ukazuje uwalnianą materię w postaci "spiralnych"ruchów rozpoczynających się w centrum grafiki stanowiącym północny biegun Słońca (żółta kropka). Nieco bardziej po prawej stronie grafiki ukazany jest północny biegun Ziemi (zielona kropka). Ruchy spiralne materii na grafice biorą się z odzwierciedlenia przez model miesięcznego ruchu obrotowego Słońca. Na grafice ukazane jest również położenie dwóch satelitów STEREO. Środkowa grafika w kształcie klina ukazuje Słońce i wyrzucaną materię "patrząc z boku", gdzie górna część grafiki stanowi północ, dolna południe. Wykresy na prawo od grafik pokazują prognozę czasowych zmian gęstości i prędkości wiatru słonecznego w pobliżu Ziemi oraz dwóch sond STEREO. Aby znać aktualność opracowanego, można dodatkowo posłużyć się informacją o momencie wydania prognozy widoczną tuż pod wykresem: tryb Ambient oznacza, że model CME został opracowany podczas spokoju w ziemskim polu magnetycznym, tryb CME wskazuje na dynamiczny przebieg modelu wywołany jednym lub większą ilością koronalnych wyrzutów masy, które mogą być skierowane w stronę Ziemi i w konsekwencji spodziewana jest określona geoefektywność tych zjawisk w ziemskim otoczeniu.
Grafiki 17-20
17-18. Koronografy COR2 - koronagrafy obserwujące koronę słoneczną w świetle białym z sond STEREO-A i STEREO-B. Zdjęcia pozwalają dostrzec wyrzuty koronalne po stronie niedostrzegalnej z Ziemi. W porównaniu z korongrafami C2 i C3 na satelicie SOHO, tutaj COR2 posiada ponad pięciokrotnie wyższą rozdzielczość uzyskiwanych obrazów.
19. Pola magnetyczne obszarów aktywnych - zdjęcia pokazują skierowanie pól magnetycznych obszarów aktywnych w pobliżu powierzchni Słońca. Białe i czarne obszary ukazują przeciwstawne polaryzacje magnetyczne - biała barwa zakreśla polaryzację północną, czarna polaryzację południową. Bywa, że obszary aktywne cechują się trójbiegunowością, wówczas bardziej skomplikowane pola magnetyczne mogą być oznaką wysokiej aktywności takiej grupy. Klasyfikacja typów pól magnetycznych obszarów aktywnych:
- alpha - jednobiegunowa plama słoneczna,
- beta - grupa plam słonecznych posiadająca zarówno północne jak i południowe biegunowy magnetyczne, z prostym i wyraźnym podziałem pomiędzy biegunami,
- gamma - kompleks aktywnych regionów, w którego obszarze bieguny są rozmieszczone na tyle nieregularnie, że niemożliwe jest sklasyfikowanie kompleksu jako grupę dwubiegunową,
- beta-gamma - grupa plam słonecznych, która jest dwubiegunowa, a linia ciągła może zostać zarysowana pomiędzy plamami o przeciwstawnych polaryzacjach. Obszary z taką konfiguracją magnetyczną zdolne są emitować rozbłyski klasy M w paśmie rentgenowskim.;
- delta - kwalifikator do klas magnetycznych (poniższe typy) wskazujący na taką plamę, której cień główny rozdzielony jest przez półcień posiadający przeciwstawną polaryzację. Obszary aktywne wraz z wykształceniem takiej plamy osiągają zdolność emisji rozbłysków klasy M lub X w paśmie rentgenowskim.
- beta-delta - grupa plam kwalifikacji beta, ale zawierająca jedną lub więcej plamę typu delta. Obszary z taką konfiguracją magnetyczną zdolne są emitować rozbłyski klasy M lub X w paśmie rentgenowskim.
- beta-gamma-delta - grupa plam typu beta-gamma, zawierająca jedną lub więcej plamę typu delta. Obszary z tą najbardziej skomplikowaną konfiguracją magnetyczną zdolne są emitować rozbłyski klasy X w paśmie rentgenowskim. Zobacz grafikę objaśniającą - idealny przykład obszaru aktywnego o konfiguracji beta-gamma-delta, które jest zdolny wytwarzać rozbłyski klasy X w paśmie rentgenowskim;
- gamma-delta - kompleks plam typu gamma zawierająca jedną lub więcej plamę typu delta. Możliwość emitowania silnych rozbłysków klasy M lub X w paśmie rentgenowskim. 
20. Indeks DST - uśredniony wskaźnik Bz (również ujęty wcześniej na podstronie - grafika nr 6) określający niestabilność magnetosfery i zmiany kierunku pola magnetycznego (mierzone w nanoteslach nT). Im większe ujemne wartości indeksu, tym silniejsza burza i zaburzenia w polu magnetycznym. Do wartości -20 nT poziom zaburzeń magnetosfery określa się jako niski. Od -20 do -50 nT zaburzenia są umiarkowane, od -50 do -100 nT wysokie, powyżej -100 nT ekstremalne, wskazujące na bardzo silną burzę magnetyczną (występującą średnio raz w typowym cyklu słonecznym).


II B. Typy burz magnetycznych.

Za każdym razem, materia słoneczna uderzająca w ziemskie pole magnetyczne może wywołać odmienne typy burz magnetycznych. Skala siły takich burz mieści się w przedziale od G1 do G5. Burze, w zależności od swojej siły, mogą powodować sporadyczne utrudnienia (G2/G3/G4) w działaniu sieci telekomunikacyjnych, radiowych, urządzeń wykorzystujących sygnał GPS, lub całkowicie uniemożliwiać ich działanie, a także powodować przerwy w dostawach prądu, awarie systemów elektrycznych i energetycznych etc. (G5). Z burzami magnetycznymi wiąże się jednak istotne zjawisko, którego jako miłośnicy nocnego nieba bardzo pożądamy - piękne zorze polarne, toteż każda informacja o wzroście aktywności geomagnetycznej powinna napawać nas dobrym nastrojem, przynajmniej z punktu widzenia tego hobby. Wyróżnia się:

- burza kategorii G1 - burza słabej siły, zachodzi przy wzroście indeksu Kp do 5. To najniższy stopień skali. Występowanie zórz polarnych wywołanych podczas takiej burzy najczęściej ogranicza się do rejonów biegunowych i okołobiegunowych. Średnio występuje 1700 razy podczas całego cyklu słonecznego, a 900 dni na cykl (1 cykl = 11 lat).
- burza kategorii G2 - burza umiarkowana, pojawia się przy wzroście indeksu Kp do 6. Występowanie zórz polarnych ogranicza się najczęściej do terenów położonych na szerokości geomagnetycznej nie większej niż 55 stopni (licząc od biegunów). W praktyce, sporadycznie zdarza się, że przy burzy tej siły zorze są w stanie uwidocznić się nad północnymi regionami Polski i regionami na porównywalnych szerokościach geograficznych, choć w większej ilości przypadków do zórz nad Polską potrzeba burzy o kategorię aktywniejszej. Średnio występuje 600 razy podczas całego cyklu słonecznego (a 360 dni w cyklu).
- burza kategorii G3 - burza silna, pojawia się przy wzroście indeksu Kp do 7. Występowanie zórz polarnych ogranicza się do 50 stopnia szerokości geomagnetycznej. Możliwe występowanie zórz nad najbardziej wysuniętymi na północ miejscami Polski, dość często także w większości kraju. Ten typ burzy pojawia się średnio 200 razy w ciągu cyklu słonecznego (a 130 dni w cyklu).
- burza kategorii G4 - burza ciężka, pojawia się przy wzroście indeksu Kp do 8. Występowanie zórz polarnych poszerza się do 45 stopnia szerokości geomagnetycznej. Możliwe występowanie zjawiska nad całą Polską i licznymi regionami Europy Środkowej. Średnio występuje 100 razy w ciągu cyklu słonecznego (a 60 dni w cyklu).
- burza kategorii G5 - burza ekstremalna, pojawia się przy wzroście indeksu Kp do 9. Występowanie zórz polarnych poszerza się do 40 stopnia szerokości geomagnetycznej lub jeszcze bardziej (praktycznie cała środkowa Europa, aż po północne granice Włoch czy Hiszpanii). Średnio występuje 4 razy w ciągu cyklu słonecznego (i 4 dni w cyklu).

Aby ustalić swoją szerokość geomagnetyczną, należy posłużyć się poniższą mapą. Dla Polski wynosi ona około 45-50 stopni.

Credit: NWRA.
Powyższe średnie wartości należy traktować orientacyjnie. Są one ustalone na podstawie dotychczasowych obserwacji aktywności słonecznej, jednak 24. cykl jest cyklem spokojniejszym i możliwe, że podczas jego trwania poszczególne typy burz geomagnetycznych będą pojawiać się rzadziej aniżeli wskazywałyby na to średnie dotychczasowe wartości.
II C. "Radio-Blackouts" - Przerwy radiowe.
Podczas trwania rozbłysków słonecznych klasy M lub X z obszarów aktywnych po widocznej z Ziemi stronie Słońca, zdarza się emitowanie w przestrzeń silnie naładowanych elektrycznie jonów, elektronów, protonów, powodujące zakłócenia lub całkowite przerwy w działaniu urządzeń radiowych na powierzchni Ziemi oraz innych systemów elektronicznych wykorzystujących sygnał GPS. Awarie takie występują zazwyczaj na tej części globu ziemskiego, która znajduje się w strefie dnia podczas trwania takiego rozbłysku. W zależności od siły rozbłysku, jego skierowania w stosunku do Ziemi oraz właściwości materii wyrzucanej w rozbłysku, wyróżnić można pięć podstawowych klas takich awarii radiowych, wywołujących określone skutki:

- przerwa stopnia R1 - przerwa słaba - Nawigacja: sygnały nawigacyjne niskich częstotliwości są degradowane w krótkich odstępach czasu. Radio HF: Słabe lub nieznaczne pogorszenie komunikacji HF po stronie nasłonecznionej, sporadyczne utraty kontaktu radiowego. Możliwe występowanie przy rozbłyskach silniejszych od klasy M1.0. W ciągu cyklu słonecznego pojawia się średnio 2000 razy, a trwa łącznie przez 950 dni w ciągu cyklu.
- przerwa stopnia R2 - przerwa umiarkowana - Nawigacja: sygnały nawigacyjne na niskich częstotliwościach są degradowane na czas do kilkudziesięciu minut. Radio HF: Porównywalne przerwy jak przy systemach nawigacyjnych, możliwe utraty kontaktu radiowego do kilkudziesięciu minut. Występowanie przy rozbłyskach silniejszych od klasy M5.0. W ciągu cyklu słonecznego pojawia się średnio 350 razy, a trwa łącznie przez 300 dni w ciągu cyklu.
- przerwa stopnia R3 - przerwa silna - Nawigacja: sygnały nawigacyjne niskich częstotliwości są degradowane przez około godzinę. Radio HF: obejmuje szerokie rejony (w strefie nasłonecznionej) przerwami radiowymi na czas około godziny. Występowanie przy rozbłyskach silniejszych od klasy X1.0. W ciągu cyklu słonecznego pojawia się średnio 175 razy, a trwa łącznie przez 140 dni w ciągu cyklu.
- przerwa stopnia R4 - przerwa ciężka - Nawigacja: dochodzi do całkowitego wyłączenia systemów pracujących na niskich częstotliwościach, co powoduje zwiększenie błędu pozycjonowania, na okres od jednej do dwóch godzin. Możliwe również drobne zakłócenia nawigacji satelitarnej na terenach nasłonecznionych. Radio HF: komunikacja radiowa zostaje przerwana na większości z terenów nasłonecznionych podczas rozbłysku, na czas trwania od jednej do dwóch godzin. Występowanie przy rozbłyskach silniejszych od klasy X10.0. W ciągu cyklu słonecznego pojawia się średnio 8 razy i trwa łącznie również przez 8 dni w ciągu cyklu.
- przerwa stopnia R5 - przerwa ekstremalna - Nawigacja: systemy niskich częstotliwości nie działają przez wiele godzin. Zwiększone błędy satelitarnych systemów nawigacyjnych na całej nasłonecznionej powierzchni, a strefa przerwy może rozprzestrzeniać się częściowo nawet nad rejony znajdujące się w strefie nocy (nieosłonecznionej). Radio HF: pojawia się przerwa radiowa na wszystkich, również wysokich częstotliwościach, na całej strefie nasłonecznionej i utrzymuje się co najmniej przez kilka godzin. Powoduje m.in. całkowity zanik komunikacji radiowej z jednostkami morskimi i powietrznymi. Występowanie przy rozbłyskach silniejszych od klasy X20.0. W ciągu cyklu słonecznego pojawia się średnio mniej niż jeden raz.

Problemy systemów radiowych i nawigacyjnych opisane w powyższej skali mogą wystąpić w czasie od kilku  do kilkudziesięciu minut po zaistnieniu rozbłysku na całej powierzchni globu znajdującej się w strefie dnia. Powyższe średnie wartości należy traktować orientacyjnie. Są one ustalone na podstawie dotychczasowych obserwacji aktywności słonecznej, jednak 24. cykl jest cyklem spokojniejszym i możliwe, że podczas jego trwania poszczególne typy burz geomagnetycznych będą pojawiać się rzadziej aniżeli wskazywałyby na to średnie dotychczasowe wartości.

IID. Typy burz promieniowania (burze radiacyjne).
W czasie rozbłysków o znacznej energii (klasa M/X) za każdym razem emitowana jest tzw. burza promieniowania (radiacji). Wysokoenergetyczne protony uwalniane w czasie rozbłysku poruszają się z prędkością światła i osiągają Ziemię po 8 minutach od rozbłysku (niektóre z naładowanych cząstek osiągają Ziemię po około 20 minutach od rozbłysku). Gdy taka burza promieniowania dociera do naszej planety, może powodować zakłócenia łączności i degradacje sygnałów radiowych. Samoloty pasażerskie na wysokich szerokościach geograficznych zmuszane zostają do zejścia na niższe pułapy w celu utrzymania kontaktu z kontrolą naziemną, satelity "atakowane" przez wysokoenergetyczne cząstki mogą przestać działać na czas takich burz, astronauci podczas spacerów w otwartej przestrzeni kosmicznej narażeni są na niebezpieczną dawkę promieniowania. Cząstki uwalniane w rozbłysku, docierając do magnetosfery i poruszając się wzdłuż linii ziemskiego pola magnetycznego, mogą nad biegunami wzbudzać plazmę jonosferyczną wywołując niekiedy zorze polarne (rozlegle zorze mogą wywoływać tylko potężne wyrzuty koronalne - patrz Typy burz magnetycznych). Wzrost liczby cząstek energetycznych towarzyszy wzrostowi siły radiacji. Wyróżnia się następujące kategorie burz promieniowania:

- burza kategorii S1 - burza słaba - strumień jonów o energii E>=10 MeV cząstek/(s·sr·cm2). Zagrożenia biologiczne: brak. Działanie satelitów: brak. Inne systemy: niewielkie zaburzenia sygnałów radiowych na wysokich częstotliwościach (HF) w strefie szerokości okołobiegunowych. Występuje średnio 50 razy w cyklu słonecznym.
- burza kategorii S2 - burza umiarkowana - strumień jonów o energii E>=102 MeV cząstek/(s·sr·cm2). Zagrożenia biologiczne: pasażerowie i załogi samolotów na wysokich pułapach na wysokich szerokościach geograficznych mogą być narażeni na zwiększone ryzyko promieniowania. Działanie satelitów: możliwe rzadkie zaburzenia, raczej w charakterze pojedynczych zdarzeń. Inne systemy: małe efekty na propagację fal HF w strefie szerokości okołobiegunowych. Występuje średnio 25 razy w cyklu słonecznym.
- burza kategorii S3 - burza silna - strumień jonów o energii E>=103 MeV cząstek/(s·sr·cm2). Zagrożenia biologiczne: ryzyko napromieniowania astronautów podczas prac w otwartej przestrzeni kosmicznej. Pasażerowie i załogi samolotów mogą otrzymać niewielką dawkę promieniowania, porównywalną do jednokrotnego rentgenowskiego prześwietlenia płuc. Działanie satelitów: pojedyncze błędy w systemach elektronicznych, szumy na detektorach satelitów wykonujących fotografie, możliwe trwałe uszkodzenia elementów i detektorów nieosłoniętych przed promieniowaniem, spadek napięcia w bateriach słonecznych. Inne systemy: zdegradowana propagacja radiowa na falach HF w strefie szerokości okołobiegunowych, prawdopodobne błędy systemów nawigacyjnych we wskazywaniu poprawnej pozycji. Występuje średnio 10 razy w cyklu słonecznym.
- burza kategorii S4 - burza ciężka - strumień jonów o energii E>=104 MeV cząstek/(s·sr·cm2). Zagrożenia biologiczne: nieuniknione zagrożenie promieniowania dla astronautów podczas prac w otwartej przestrzeni kosmicznej. Pasażerowie i załogi samolotów na wysokich szerokościach geograficznych narażeni na ryzyko promieniowania. Działanie satelitów: mogą występować problemy z systemami pamięci, znaczne szumy na detektorach satelitów wykonujących fotografie. Duże degradacje efektywności baterii słonecznych. Inne systemy: blackouty fal radiowych HF w strefie szerokości okołobiegunowych, możliwe zwiększone błędy systemów nawigacyjnych na czas kilku dni. Występuje średnio 3 razy w cyklu słonecznym.
- burza kategorii S5 - burza ekstremalna - strumień jonów o energii E>=105 MeV cząstek/(s·sr·cm2). Zagrożenia biologiczne: nieuniknione znaczne napromieniowanie astronautów podczas prac w otwartej przestrzeni kosmicznej,  pasażerowie i załogi samolotów na wysokich szerokościach geograficznych narażeni na zwiększone ryzyko promieniowania. Działanie satelitów: satelity mogą stawać się bezużyteczne, zaburzenia systemów pamięci mogą powodować utratę kontroli. Poważne szumy i zakłócenia na detektorach satelitów wykonujących fotografie. Możliwe trwałe uszkodzenia baterii słonecznych. Inne systemy: całkowity blackout fal radiowych HF w strefie szerokości okołobiegunowych z możliwością poszerzenia do wysokich szerokości geograficznych. Znaczne błędy systemów nawigacyjnych mogą praktycznie uniemożliwiać jakąkolwiek nawigację. Występuje średnio rzadziej niż 1 raz w cyklu słonecznym.

II E. Typy emisji radiowych
Słońce jest silnym źródłem promieniowania radiowego, co można doświadczyć nawet w okresach względnego spokoju na jego powierzchni. Podczas maksimów cykli słonecznych i sporadycznych okresów wzmożonej aktywności, zazwyczaj w silnej korelacji z występowaniem obszarów aktywnych (grup plam) dochodzi do "wybuchów" emisji promieniowania radiowego podczas rozbłysków i innego rodzaju erupcji. Wraz ze wzrostem energii rozbłysków rośnie prędkość elektronów uwolnionych w jego następstwie - elektrony poruszając się liniami pola magnetycznego pobudzają plazmę koronalną do drgań, które to drgania są przyczyną emisji radiowej. Wyróżniamy:

- Emisja typu I - krótkie zaburzenia na wąskich pasmach, które zazwyczaj występują bardzo często nawet w chwilach niewielkiej aktywności słonecznej; mogą trwać przez wiele godzin i dni.
- Emisja typu II - zazwyczaj występuje przy umiarkowanych rozbłyskach słonecznych, przeważnie są oznaką zaistnienia koronalnego wyrzutu masy uwolnionego w efekcie danego rozbłysku.
- Emisja typu III - częste występowanie podczas fazy wzrostu przy silnych rozbłyskach, zazwyczaj powiązanych z wyrzutami koronalnymi.
- Emisja typu IV - szerokopasmowe zakłócenia fal radiowych, występują tylko podczas silnych erupcji i rozbłysków słonecznych, przeważnie są oznaką zaistnienia większych wyrzutów koronalnych, prawdopodobnych burz radiacyjnych oraz burz magnetycznych w sytuacji gdy CME posiada przynajmniej częściowe skierowanie ku Ziemi.
- Emisja typu V - na ogół krótkie szerokopasmowe zakłócenia, które mogą występować jednocześnie z emisją typu III; przeważnie o czasie trwania od 1 do 2 minut, z możliwym wzrostem długości czasu trwania wraz ze zmniejszaniem częstotliwości.

III. Dodatkowe wyjaśnienia elementów pogody kosmicznej na witrynie (w bocznym panelu "Słońce na żywo")
1. Słoneczne promieniowanie (emisja rentgenowska):
- NORMAL / ACTIVE - promieniowanie rentgenowskie pochodzące ze Słońca utrzymuje się na niskim lub bardzo niskim poziomie, aktywność słoneczna jest niska lub bardzo niska.
- M CLASS FLARE - w ciągu ostatniej doby nastąpił rozbłysk klasy M, możliwe kolejne rozbłyski tej siły w najbliższym czasie,
- X CLASS FLARE - w ciągu ostatniej doby nastąpił rozbłysk klasy X, możliwe kolejne rozbłyski tej siły w najbliższym czasie.
2. Pole magnetyczne Ziemi:
- QUIET - pole magnetyczne jest spokojne. Indeks Kp<4,
- UNSETTLED - pole magnetyczne jest niestabilne. Indeks Kp=4,
- STORM - trwa burza magnetyczna. Indeks Kp>4.
3. Alarmy o możliwych zorzach polarnych nad umiarkowanymi szerokościami geograficznymi - możliwe warianty:
- BAND CLOSED - pasmo zamknięte (cisza),
- High Lat AURORA - możliwe występowanie zórz nad biegunami i wysokimi szerokościami geograficznymi.
- MID-LAT AURORA - alarm: możliwe występowanie zórz nad umiarkowanymi szerokościami geograficznymi.

Alarmy pracują na zautomatyzowanym i niekomercyjnym systemie DXrobot, opierającym się na radiowej komunikacji VHF, pracującym już od ponad czterech lat. Mechanizm jest bardzo czuły i radiowo może wykrywać aktywność zórz nad umiarkowanymi szerokościami geograficznymi (w tym nad Polską) nawet podczas ich krótkiej widoczności nad tymi szerokościami. Ze względu na wysoką czułość systemu bywa, że ogłasza on "fałszywe alarmy", a ewentualny czerwony alarm MID-LAT AURORA może być zbyt optymistycznym zobrazowaniem aktualnej aktywności zórz i nie musi jednoznacznie potwierdzać ich  występowania nad umiarkowanymi szerokościami geograficznymi.

IIIA. Słowniczek autorskich określeń pomocnych dla czytelników, używanych na Polskim AstroBlogerze w tekstach dotyczących aktywności słonecznej
- GOTOWOŚĆ ZORZOWA - sytuacja, w której według danych z sond jak i wyliczeń modeli prognozujących ruch wyrzutów koronalnych (CME), mogą po ich ewentualnym dotarciu do Ziemi zaistnieć odpowiednie warunki do wzmożonej aktywności geomagnetycznej i poszerzenia zasięgu występowania zórz polarnych nad szerokości umiarkowane, w tym Polskę. Określenie to występuje przy zjawiskach, które są potencjalnymi kandydatami do wywołania rozległych zórz polarnych, ale jednocześnie przy sytuacji nie do końca jasnej, będącej tylko prognozą, niekiedy zawyżoną. Komunikat ogłaszany jest także w sytuacji, gdy dochodzi do co najmniej umiarkowanej burzy magnetycznej (G2) w momencie panowania dnia nad Europą Środkową, gdy nie można wykluczyć szansy, że burza dotrwa lub zwiększy aktywność do godzin wieczornych nad Polską. "Gotowość zorzowa" to pierwsze, niższe ostrzeżenie dla polskich obserwatorów (jak i innych w krajach na porównywalnych umiarkowanych szerokościach geograficznych) sugerujące wzmożoną czujność i bycie przygotowanym na ogłoszenie ewentualnego głównego ostrzeżenia, jakim jest...
- ALARM ZORZOWY - drugie, główne ostrzeżenie dla polskich obserwatorów (jak i innych w krajach na porównywalnych umiarkowanych szerokościach geograficznych) ogłaszane na blogu w momencie panowania takich warunków pogody kosmicznej, które jednoznacznie i stuprocentowo wskazują na występowanie zórz polarnych nad Polską w danym momencie (nawet gdy jeszcze nie ma potwierdzenia ich występowania w postaci relacji czy zdjęć obserwatorów, np. z powodu zachmurzenia), a także w chwili gdy mimo teoretycznie zbyt niskiej aktywności burzy magnetycznej zorze są obserwowane i fotografowane z naszego kraju. To sytuacja całkowicie jasna, w której amator obserwujący/fotografujący niebo w odpowiednich warunkach musi wówczas być w stanie dostrzegać/fotografować zorzę polarną. Stąd niższe ostrzeżenie, jakim jest "gotowość zorzowa" pojawia się zdecydowanie częściej, zaś "alarm zorzowy" to komunikat ogłaszany bardzo rzadko, tylko przy jasnej i korzystnej dla Polski sytuacji w pogodzie kosmicznej.
- ODPOWIEDNIE WARUNKI - pod tym pojęciem rozumie się bezwzględne spełnienie wszystkich następujących czynników do zaobserwowania zorzy polarnej w Polsce: 1) możliwie niewielkie zachmurzenie (a najlepiej bezchmurne niebo); 2) dostęp do pozamiejskiego, niezaświetlonego od północnej strony horyzontu nieba; 3) brak zabudowań i wszelkich przeszkód po północnej stronie horyzontu (co najmniej od 0 do 20 stopni nad horyzontem); 4) stan nocy (najlepiej astronomicznej, w czasie której Słońce znajduje się 18 stopni pod horyzontem lub głębiej), choć nie jaśniejszej od momentu zmierzchu/świtu żeglarskiego (Słońce od 6 do 12 stopni pod horyzontem, niebo rozjaśnione, ale już/jeszcze na tyle ciemne, by próby dostrzeżenia zjawiska były możliwe); 5) możliwie niewielka faza Księżyca (w okolicach pełni nawet korzystna pogoda kosmiczna może nie wystarczyć do ujrzenia subtelnych zórz z uwagi na znaczne rozświetlenie nieba blaskiem Księżyca).
- EPIZODY - pojedyncze jednostki czasu w momencie trwania burzy magnetycznej. Pojedynczy epizod trwa od zera do maksymalnie 3 godzin, co dopasowane jest do częstotliwości aktualizacji oficjalnego wskaźnika zaburzeń pola magnetycznego (to indeks Kp - trzeci wykres w powyższym zbiorze danych). Dla przykładu w czasie tej burzy magnetycznej - link (lewy górny wykres) zarysował się pojedynczy epizod ze słabą burzą kategorii G1 (Kp=5) oraz dwa epizody z umiarkowaną burzą G2 (Kp=6), które łącznie trwały około 6 godzin (2 jednostki czasu po 3 godziny każda).

Powiązane strony:

IV. Najsilniejsze zjawiska 24. cyklu aktywności słonecznej
1. Rozbłysk klasy X9.3 - 06.09.2017 r. - region aktywny 2673
2. Rozbłysk klasy X8.2 - 10.09.2017 r. - region aktywny 2673
3. Rozbłysk klasy X6.9 - 09.08.2011 r. - region aktywny 1263
4. Rozbłysk klasy X5.4 - 07.03.2012 r. - region aktywny 1429
5. Rozbłysk klasy X4.9 - 25.02.2014 r. - region aktywny 1990
6. Rozbłysk klasy X3.3 - 05.11.2013 r. - region aktywny 1890
7. Rozbłysk klasy X3.2 - 14.05.2013 r. - region aktywny 1748
8. Rozbłysk klasy X3.1 - 24.10.2014 r. - region aktywny 2192
9. Rozbłysk klasy X2.8 - 13.05.2013 r. - region aktywny 1748
10. Rozbłysk klasy X2.7 - 05.05.2015 r. - region aktywny 2339
V. Najsilniejsze rozbłyski 2017 roku
1. Rozbłysk klasy X9.3 - 06.09.2017 r. - region aktywny 2673
2. Rozbłysk klasy X8.2 - 10.09.2017 r. - region aktywny 2673
3. Rozbłysk klasy X2.2 - 06.09.2017 r. - region aktywny 2673
4. Rozbłysk klasy X1.3 - 07.09.2017 r. - region aktywny 2673
5. Rozbłysk klasy M8.1 - 07.09.2017 r. - region aktywny 2673
6. Rozbłysk klasy M7.3 - 07.09.2017 r. - region aktywny 2673
7. Rozbłysk klasy M5.8 - 03.04.2017 r. - region aktywny 2644
8. Rozbłysk klasy M5.7 - 02.04.2017 r. - region aktywny 2644
9. Rozbłysk klasy M5.5 - 04.09.2017 r. - region aktywny 2673
10. Rozbłysk klasy M5.3 - 02.04.2017 r. - region aktywny 2644


VI. Najsilniejsze rozbłyski 2016 roku
1. Rozbłysk klasy M7.6 - 23.07.2016 r. - region aktywny 2567
2. Rozbłysk klasy M6.7 - 18.04.2016 r. - region aktywny 2529
3. Rozbłysk klasy M5.5 - 23.07.2016 r. - region aktywny 2567
4. Rozbłysk klasy M5.0 - 23.07.2016 r. - region aktywny 2567
5. Rozbłysk klasy M2.3 - 02.01.2016 r. - region aktywny 2473
6. Rozbłysk klasy M2.0 - 24.07.2016 r. - region aktywny 2567
7. Rozbłysk klasy M1.9 - 24.07.2016 r. - region aktywny 2567
8. Rozbłysk klasy M1.8 - 13.02.2016 r. - region aktywny 2497
9. Rozbłysk klasy M1.2 - 21.07.2016 r. - region aktywny 2567
10. Rozbłysk klasy M1.1 - 15.02.2016 r. - region aktywny 2497


VII. Najsilniejsze rozbłyski 2015 roku
1. Rozbłysk klasy X2.7 - 05.05.2015 r. - region aktywny 2339
2. Rozbłysk klasy X2.1 - 11.03.2015 r. - region aktywny 2297
3. Rozbłysk klasy M9.2 - 07.03.2015 r. - region aktywny 2297
4. Rozbłysk klasy M8.2 - 03.02.2015 r. - region aktywny 2290
5. Rozbłysk klasy M7.9 - 25.06.2015 r. - region aktywny 2371
6. Rozbłysk klasy M7.6 - 28.09.2015 r. - region aktywny 2422
7. Rozbłysk klasy M6.5 - 22.06.2015 r. - region aktywny 2371
8. Rozbłysk klasy M5.8 - 10.03.2015 r. - region aktywny 2297
9. Rozbłysk klasy M5.6 - 13.01.2015 r. - region aktywny 2257
10. Rozbłysk klasy M5.6 - 24.08.2015 r. - region aktywny 2403

VIII. Najsilniejsze zjawiska 2014 roku
1. Rozbłysk klasy X4.9 - 25.02.2014 r. - region aktywny 1990
2. Rozbłysk klasy X3.1 - 24.10.2014 r. - region aktywny 2192
3. Rozbłysk klasy X2.2 - 10.06.2014 r. - region aktywny 2087
4. Rozbłysk klasy X2.0 - 27.10.2014 r. - region aktywny 2192
 . Rozbłysk klasy X2.0 - 26.10.2014 r. - region aktywny 2192
5. Rozbłysk klasy X1.8 - 20.12.2014 r. - region aktywny 2242
6. Rozbłysk klasy X1.6 - 22.10.2014 r. - region aktywny 2192
 . Rozbłysk klasy X1.6 - 10.09.2014 r. - region aktywny 2158
7. Rozbłysk klasy X1.5 - 10.06.2014 r. - region aktywny 2087
8. Rozbłysk klasy X1.3 - 25.04.2014 r. - region aktywny 2035
9. Rozbłysk klasy X1.2 - 07.01.2014 r. - region aktywny 1944
10. Rozbłysk klasy X1.1 - 19.10.2014 r. - region aktywny 2192

IX. Najsilniejsze zjawiska 2013 roku
1. Rozbłysk klasy X3.3 - 05.11.2013 r. - region aktywny 1890
2. Rozbłysk klasy X3.2 - 14.05.2013 r. - region aktywny 1748
3. Rozbłysk klasy X2.8 - 13.05.2013 r. - region aktywny 1748
4. Rozbłysk klasy X2.3 - 29.10.2013 r. - region aktywny 1875
5. Rozbłysk klasy X2.1 - 25.10.2013 r. - region aktywny 1882
6. Rozbłysk klasy X1.7 - 13.05.2013 r. - region aktywny 1748
 . Rozbłysk klasy X1.7 - 25.10.2013 r. - region aktywny 1882
7. Rozbłysk klasy X1.2 - 15.05.2013 r. - region aktywny 1748
8. Rozbłysk klasy X1.1 - 08.11.2013 r. - region aktywny 1890
 . Rozbłysk klasy X1.1 - 10.11.2013 r. - region aktywny 1890
9. Rozbłysk klasy X1.0 - 28.10.2013 r. - region aktywny 1875
10. Rozbłysk klasy M9.3 - 24.10.2013 r. - region aktywny 1877


Liczba dni bez plam na widocznej tarczy słonecznej w ostatnich latach
Ostatni dzień bez plam: 18.10.2017

W bieżącym roku: 65
Łącznie w 2016: 32
Łącznie w 2015: 0
Łącznie w 2014: 1
Łącznie w 2013: 0
Łącznie w 2012: 0
Łącznie w 2011: 2
Łącznie w 2010: 51
Łącznie w 2009: 260
Łącznie w 2008: 266
Łącznie w 2007: 153

Dni i okresy bez plam na tarczy po maksimum 24. cyklu aktywności słonecznej:
1. 17.07.2014 r. (1)
-----
2. 03.06 - 06.06.2016 r. (4)
3. 23.06 - 05.07.2016 r. (13)
4. 25.07 - 27.07.2016 r. (3)
5. 01.10.2016 r. (1)
6. 02.11.2016 r. (1)
7. 09.11.2016 r. (1)
8. 21.11 - 22.11.2016 r. (2)
9. 10.12.2016 r. (1)
10. 16.12 - 17.12.2016 r. (2)
11. 24.12 - 26.12.2016 r. (3)
12. 30.12.2016 r. (1)
-----
13. 01.01 - 02.01.2017 r. (2)
14. 04.01 - 11.01.2017 r. (8)
15. 08.02.2017 r. (1)
16. 05.03.2017 r. (1)
17. 07.03 - 21.03.2017 r.  (15)
18. 15.04 - 17.04.2017 r. (3)
19. 09.05 - 15.05.2017 r. (7)
20. 31.05.2017 r. (1)
21. 10.06 - 13.06.2017 r. (4)
22. 04.07 - 05.07.2017 r. (2)
23. 19.07 - 25.07.2017 r. (7)
24. 27.07 - 29.07.2017 r. (3)
25. 01.08 - 02.08.2017 r. (2)
26. 09.10 - 15.10.2017 r. (7)
27. 17.10 - trwa... (2)
                                    

Aktywność słoneczna - skrótowe aktualne informacje:


http://www.polskiastrobloger.pl/p/live-solar-update.html


Źródła danych:
SDO, NASA, ESA, NOAA, SWPC